M2R ASEP - Stages - Observatoire Midi

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MASTER « Physique et Astrophysique »
Spécialité Recherche ASEP
« Astrophysique, Sciences de l'Espace, Planétologie »
Proposition de stage 2011-2012
Directeur de stage
Nom : GARCIA
Prénom : Raphael
e-mail : [email protected]
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP-Belin Toulouse
Détection et modélisation des ondes infrasons et de gravité créées par les gros
séismes au moyen des données des satellites gravimétriques
Thème scientifique
Géophysique
Méthodologie
Théorie - modélisation, Observations - traitement de données
Résumé:
Le but de ce stage sera de profiter du recouvrement temporel de trois missions gravimétriques et
de l'expertise des équipes de géodésie (GET) et de sismologie (IRAP) pour détecter et modéliser
les perturbations atmosphériques consécutives à un gros séisme. Et réaliser ainsi la première
détection directe de ces perturbations de la haute atmosphère, déjà imagées par des méthodes
indirectes.
Les données des satellites gravimétriques à la date des séismes de fortes magnitudes seront tout
d'abord extraites et traitées en collaboration avec l'équipe de géodésie. Les programmes de
production de sismomètres synthétiques permettront de réaliser une simulation de ces données
incluant uniquement les perturbations de densité dues à l'onde infrason post-simique.
300 mots c'est pas assez détaillé, veuillez me contacter pour un descriptif plus précis.
Directeur de stage
Nom : GARCIA
Prénom : Raphael
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP-Belin Toulouse
Etudes des mécanismes au foyer des séismes lunaires profonds et contraintes
sur la taille du noyau lunaire
Thème scientifique
Géophysique, Planétologie
Méthodologie
Résumé:
Ce stage aura pour but de déterminer les mécanismes au foyer des séismes lunaires profonds au
moyen des données enregistrées par les stations sismologiques Apollo.
Puis, d'utiliser cette information pour détecter des ondes réfléchies sur le noyau lunaire afin de
préciser sa taille et sa densité.
Des travaux précédents ont permis de cosntruire un modèle de l'intérieur de la Lune incluant le
noyau lunaire grace à la détection d'ondes S réfléchies sur celui-ci (Garcia et al., 2011). Mais
d'autres types d'ondes peuvent être détectées si l'on peut préciser dans quelle direction les
séismes lunaires profonds rayonnent un maximum d'énergie.
On utilisera une analyse polarimétrique des signaux pour détecter les ondes P et S issues des
séismes profonds. Puis leur amplitude et leur polarité seront inversées pour déterminer le
mécanisme au foyer des séismes.
Dans un deuxième temps, une modélisation numérique des signaux sera éffectuée pour justifier la
détection d'ondes réfléchies sur le noyau.
Toutes ces observations permettront de construire un nouveau modèle de référence de la Lune,
dans lequel la taille et la densité moyenne du noyau seront mieux connues.
Ces informations permettront de préciser les conditions de formation du système Terre-Lune.
Directeur de stage
Nom : CAUX
Prénom : Emmanuel
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP-Roche Toulouse
Comprendre les premières étapes de formation stellaire: Etude et modélisation
de la proto-étoile de référence IRAS16293
Thème scientifique
Milieu interstellaire
Méthodologie
Théorie - modélisation, Simulations numériques, Observations - traitement de données
Résumé:
La thématique principale de ce stage est d’analyser l’émission des ions positifs dans le spectre
millimétrique et submillimétrique de la proto-étoile de type solaire IRAS16293, la plus brillante de
cette catégorie. Cette étude permettra de progresser dans la connaissance des processus
d’évolution des proto-étoiles, embryons d’étoiles en cours d’effondrement.
Le spectre d’IRAS16293 a été observé avec les télescopes IRAM (80–270 GHz), APEX (270-320
GHz), JCMT (328–370 GHz) et le télescope spatial Herschel; (480-1800 GHz). Il est composé d’une
multitude de raies (environ 10000), dont seule une partie a été aujourd’hui étudiée en attendant
un travail systématique d’identification et d’analyse. Le champ de vue des télescopes utilisés, de
9’’ à 45’’ suivant la fréquence observée, englobe les différentes régions émettrices d’IRAS16293,
le cœur chaud (hot corino), proche de l’étoile naissante, le disque proto-planétaire, l’enveloppe
tiède résiduelle du cœur pré-stellaire parent et les jets de matière expulsés par le système.
Pendant le stage, l’étudiant sera familiarisé avec l‘analyse des spectres et avec les méthodes
permettant l’identification des espèces moléculaires à partir de leurs raies rotationnelles,
méthodes qui incluent le logiciel CASSIS (http://cassis.cesr.fr), conçu à l’IRAP.
Depuis la découverte du premier ion (CH+) dans le milieu interstellaire il y a plus de 70 ans, un
grand nombre d'ions a été détecté dans des régions très différentes. Les ions sont
particulièrement importants dans le contexte de la chimie interstellaire en phase gazeuse à
travers les réactions entre ions et neutres, les réactions d'échange de charges, les recombinaisons
dissociatives et associations radiatives etc... Pour plusieurs ions positifs (CH+, CO+, SO+, N2H+,
HCO+...), un grand nombre de transitions ont été détectées dans la source IRAS16293, et nous
proposons dans le cadre de ce stage d'étudier certains d’entre-eux à travers plusieurs étapes:
1) réduction des données Herschel/HIFI,
2) transfert radiatif à l'équilibre thermodynamique local (etl) avec le logiciel CASSIS
3) transfert radiatif hors ETL à l'aide du code Radex dans CASSIS
4) transfert radiatif hors ETL à l'aide du code Monte Carlo Ratran
5) modélisation chimique.
Le travail proposé préparera l’étudiant aux travaux subséquents qui sont projetés à partir de 2012
avec l’interféromètre international ALMA pour mesurer précisément la distribution spatiale des
différents ions étudiés dans IRAS16293. Les trois proposants ont une très bonne expérience de
l’interprétation de l’émission moléculaire pour ce type d’objet, Ce stage sera suivi par un sujet de
thèse qui sera soumis à l’Ecole Doctorale.
Directeur de stage
Nom : BELMONT
Prénom : Renaud
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP-Roche Toulouse
Émission des trous noirs accrétants: rôle des protons
Thème scientifique
Objets compacts
Méthodologie
Théorie - modélisation, Simulations numériques
Résumé:
Les trous noirs qui accrètent la matière autour d’eux sont parmi les objets les plus énergétiques et
les plus lumineux de l’univers. Bien que la source d’une telle énergie soit bien identifiée : l’énergie
gravitationnelle du gaz, il n’est pas encore clair comment cette énergie est communiquée aux
particules du gaz et ultimement rayonnée par celles-ci. Ceci constitue la problématique du
chauffage et de l’accélération des particules dans l’environnement des trous noirs ; et représente
actuellement un enjeu majeur de l’astrophysique.
Dans les régions les plus internes du disque d’accrétion, le gaz peut atteindre plusieurs milliards
de degrés et forme un plasma complétement ionisé. Depuis plusieurs années, les observations
montrent que les électrons de ce plasma suivent des fonctions de distribution non-thermiques
plus ou moins complexes, loin des distributions habituelles de Maxwellien-Boltzmann. Les
propriétés de ces électrons et la manière dont ils émettent le rayonnement observé sont étudiées
en détails dans plusieurs équipes dans le monde, dont à L’IRAP, Toulouse. Elles dépendent des
mécanismes d’accélération, du rayonnement, et des interactions avec les protons du plasma. Ce
dernier point semble particulièrement important, mais n’a, pour l’instant, jamais été traité en
détails.
Les buts de ce stage sont a) d’étudier les propriétés des protons dans l’environnement des trous
noirs accrétants, b) de comprendre leur rôle dans l’accélération de particules et leur effet sur les
électrons, c) d’en déduire des traces observables dans le rayonnement émis par les trous noirs.
Nous disposons à l’IRAP d’un code numérique permettant d’étudier l’interaction entre le
rayonnement et des électrons accélérés. Pour atteindre les buts de ce stage, il faudra rajouter le
rôle des protons dans code, le faire tourner et interpréter les résultats dans le cadre de modèles
simples.
Ce stage reposant sur un travail initialement numérique, des compétences minimales dans ce
domaine sont souhaitables.
Directeur de stage
Nom : PELLO
Prénom : Roser
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP Belin - Toulouse
Caractérisation des premières galaxies formées dans l'Univers : de z~5 à la fin
des âges sombres
Thème scientifique
Physique des galaxies
Méthodologie
Résumé:
L'objectif du stage sera de modéliser les propriétés physiques des premières galaxies formées
dans l'Univers à partir de leur distribution spectrale en énergie, en se focalisant sur le premier
milliard d'années, soit entre z~5 et la fin des âges sombres. On étudiera aussi l'évolution globale
de la densité de formation stellaire dans l'univers, tracée par le continuum UV des galaxies, et les
implications pour la réionisation.
En pratique, le stagiaire participera à l’exploration des données du relevé WUDS (WIRCAM
Ultra-Deep Survey) sur le CFHTLS-D3 (Groth Strip), un champ pour lequel de nombreuses données
sont disponibles dans le domaine public (AEGIS ; http://aegis.ucolick.org). Notre propre relevé en
champ vide est le plus profond et étendu disponible à ce jour, avec une couverture spectrale
complète entre ~3500A et 2.5 microns, soit ~400 arcmin2 avec photométrie dans le visible (5
filtres ugriz -CFHTLSD/Megacam-) et dans le proche-IR (YJHK -WUDS/WIRCAM-). Il a été
spécialement désigné afin de contraindre la partie brillante de la fonction de luminosité des
premières galaxies, mais il permet également de tracer l'évolution du continuum UV au repos
(~1500A) des galaxies entre z~3 et la fin des âges sombres.
Le dépouillement massif des données du relevé a été effectué à Terapix grâce au soutien de
l'ANR REGALDIS (PI. R. Pello). Les images finales sont disponibles, ainsi que les catalogues
optimisés pour la sélection d'échantillons dans les différents domaines de redshift. Le stagiaire
rejoindra l'équipe de l'IRAP à charge de l'exploitation. Après s'être familiarisé avec les données, et
avec la méthodologie utilisée pour la sélection des candidats photométriques et pour la correction
des effets de sélection, il se focalisera sur la modélisation des distributions spectrales en énergie.
Plusieurs résultats importants sont attendus de ce travail, parmi lesquels une meilleure estimation
de l'évolution de la pente UV de ces galaxies, un effet qui semble lié à la metallicité et sur lequel il
existe aujourd'hui une vive controverse.
Nous avons également l'intention de soumettre un sujet de thèse axé sur l'exploitation du
relevé MUSE/VLT pour l'étude des galaxies à formation stellaire à z~5-7. Le stage proposé
permettra à l'étudiant de se familiariser rapidement avec cette problématique.
Directeur de stage
Nom : ROUDIER
Prénom : THIERRY
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP Belin – Toulouse
Processus turbulents à la surface du Soleil calme
Thème scientifique
Physique solaire
Méthodologie
Observations - traitement de données
Résumé:
La surface solaire (la photosphère) est un milieu extrêmement turbulent caractérisé par la
présence de multiples échelles de convection thermique et par un fort couplage entre la
dynamique convective et le champ magnétique émergent de notre étoile. Les mécanismes
magnétohydrodynamiques (MHD) d'interaction entre ces différentes échelles de convections et
les champs magnétiques du Soleil calme sont encore très mal compris.
Le but de ce stage est, à partir des observations à haute résolution de la dynamique du Soleil
calme obtenues par les satellites solaires HINODE et SDO :
- d’étudier la statistique des champs de vitesse en liaison avec l’activité magnétique
- d’analyser les vitesses photosphériques qui conduisent à la production d’éruption de filaments
solaires. Ces éruptions qui sont dans la majorité des cas associées à des éjections de masse
coronale (CME) qui ont des répercussions jusque sur la Terre. Ce dernier sujet est lié à ce que l’on
nomme la « météo de l’Espace ».
Une partie du stage sera consacrée à caractériser un nouveau logiciel de mesure des vitesses
horizontales développé au sein de notre équipe.
Directeur de stage
Nom : BARRET
Prénom : Didier
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP Roche - Toulouse
Relativité générale et oscillations quasi-périodiques de hautes fréquences
autour des trous noirs
Thème scientifique
Objets compacts
Méthodologie
Simulations numériques, Observations - traitement de données
Résumé:
L'émission X des disques d'accrétion autour des trous noirs stellaires est, sous certaines
conditions, associée à des oscillations quasi-périodiques (QPO) de hautes fréquences (>100 Hz).
Lorsque deux fréquences sont observées, leur rapport est proche de 3:2. Ces fréquences
pourraient être associées à des fréquences relativistes épicycliques (radiale et verticale) et
excitées par résonance, dans le disque d'accrétion, à un rayon tel que leur rapport soit 3:2. Ces
signaux sont très faibles et difficiles à détecter et caractériser, en particulier on sait très peu, sur
la variabilité des fréquences et l'exactitude du rapport 3:2. En utilisant une technique beaucoup
plus sensible, basée sur l'ajustement des spectres de Fourier par maximum de vraisemblance
(Barret & Vaughan 2011, ApJ), l'objectif du stage sera de caractériser de manière très précise les
propriétés des QPOs du trou noir XTEJ1550-564. Il s'agira ensuite de comparer ces propriétés à
celles obtenues par analyse standard basée sur la minimisation du chi2 (nécessitant par définition
que les données soient moyennées sur des échelles de temps beaucoup plus longues que l'échelle
de temps de variabilité des fréquences, afin que les puissances de Fourier soient distribuées selon
une loi normale). Ce sera la première fois que le maximum de vraisemblance est appliqué aux
spectres de Fourier des trous noirs, et donc que les QPOs sont étudiées sur des échelles de temps
adéquates. Le stage se passera à l'IRAP au sein du groupe GAHEC et l'étudiant utilisera IDL
comme langage de programmation.
Directeur de stage
Nom : MATHIAS
Prénom : Philippe
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP – Tarbes
Les étoiles gamma Doradus de CoRoT
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
Ce stage concerne la caractérisation d'étoiles pulsantes dont les courbes de lumière ont été
obtenues par le satellite CoRoT.
Ces étoiles, les gamma Doradus présentent des modes de gravité (permettant de sonder les
couches les plus internes de l'étoile), et sont encore mal connues: mécanisme d'excitation,
mécanismes perturbateurs (avec une mention particulière pour la rotation!), duplicité, etc...
restent largement à préciser.
Le satellite CoRoT propose près de 4000 candidats pour ces étoiles, offrant un panorama très
riche de la physique à l'oeuvre. Parmi les candidats les plus prometteurs se trouvent 2 catégories:
- celle qui concerne les pulsateurs dont les modes de gravité co-existent avec des modes de
pression: ces hybrides, dont certaines montrent un couplage prononcé entre les 2 familles de
modes, sont particulièrement importante pour l'étude globale de la structure interne.
- celle qui montre des courbes de lumière atypique, avec une asymétrie prononcée qui pourrait
ressembler à l'effet Blazkho observé dans les étoiles de type RR Lyrae. Sans inteprétation ni
même caractérisation pour l'instant, c'est une voie à explorer complètement.
L'objet du stage portera au choix sur ces 2 aspects: il s'agira de caractériser le plus complètement
possible quelques objets (de l'ordre d'une dizaine) de l'une ou l'autre de ces catégories afin de
mieux cerner les mécanismes à l'oeuvre.
Des programmes de base existent (Fortran), à charge de les améliorer pour traiter au mieux les
données.
Ne pas hésiter à me contacter pour des informations supplémentaires.
Directeur de stage
Nom : BARRET
Prénom : Didier
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP Roche - Toulouse
Nature des oscillations quasi-périodiques de hautes fréquences autour des
étoiles à neutrons
Thème scientifique
Objets compacts
Méthodologie
Résumé:
L'ajustement des spectres de puissance de Fourier s'effectue de manière classique par minimisation du
Chi2. Ceci nécessite que les puissances suivent une distribution normale, ce qui implique, qu'un grand
nombre de spectres de Fourier soient moyennés. De facto, ceci signifie que l'ajustement par chi2 minimum
s'applique uniquement à des données intégrées sur de longues échelles de temps (typiquement des
centaines de seconde), ce qui est problématique lorsque l'on s'intéresse à des phénomènes se produisant
sur des échelles de temps plus courtes (dizaines de secondes). C'est en particulier le cas pour les
oscillations quasi-périodiques de hautes fréquences (>500 Hz), que l'on observe dans les disques
d'accrétion des étoiles à neutrons et qui varient en fréquence sur des échelles de temps de la seconde.
Ces signaux ont des fréquences caractéristiques tout à fait comparables aux échelles de temps dynamique
des parties les plus internes des disques d'accrétion, au voisinage de la dernière orbite circulaire stable,
dont l'existence est une prédiction fondamentale de la relativité générale (Barret et al. 2005, 2006, 2007,
MNRAS). Ces signaux sont donc de formidables sondes de la relativité en champs gravitationnels forts,
mais malheureusement leur physique est à ce jour mal-connue, plus de 15 ans après leur découverte. Afin
de mieux comprendre l'origine des oscillations, je propose d'analyser les données de la binaire X 4U1636536, dont l'une des propriétés intéressantes est de produire des sursauts X en même temps que des QPOs
de hautes fréquence. Etudier l'impact du sursaut, dont la luminosité peut atteindre la limite d'Eddington,
sur les oscillations quasi-périodiques est l'objectif du stage. Certains modèles prédisent en particulier que
la pression de radiation repousse le bord interne du disque et donc que les fréquences doivent diminuer
pendant le sursaut. Ce phénomène n'a jamais été observé jusqu'à présent. Les sursauts X durent quelques
dizaines de seconde et l'analyse des spectres de Fourier sur la durée du sursaut n'est pas possible par
minimisation du chi2. C'est pour cette raison que nous utiliserons une méthode beaucoup plus sensible,
récemment développée et basée sur l'ajustement des spectres de Fourier par maximum de vraisemblance
(Barret & Vaughan 2011, ApJ). Cette technique s'applique en particulier pour l'ajustement de spectre de
Fourier unitaire, offrant donc la possibilité de caractériser la fréquence du QPO pendant le sursaut, et de
mieux contraindre la nature, l'origine et le lieu de production des oscillations quasi-périodiques de hautes
fréquences générées autour des étoiles à neutrons.
Le stage se déroulera à l'IRAP au sein du groupe GAHEC. L'étudiant utilisera IDL comme langage de
programmation.
Directeur de stage
Nom : Forme
Prénom : Francois
Laboratoire : IRAP
Lieu du stage : IRAP Roche – Toulouse
Observations et simulations de résonance de lignes de champ géomagnétique
implications dans les couplages vent solaire – magnétosphère – ionosphère
Thème scientifique
Géophysique, Plasmas planétaires, Planétologie
Méthodologie
Résumé:
Depuis de nombreuses années, les ondes à ultra-basses fréquences (ULF) ont été observées dans
l’environnement ionisé terrestre à l’aide de magnétomètres et de radars au sol et ont
généralement été utilisées comme traceurs de certains processus de la magnétosphère interne
(région de lignes de champ fermées), par exemple pour déterminer la densité du plasma de la
plasmasphère. Durant cette dernière décennie, il a été découvert que les ondes ULF sont aussi
observées dans les régions polaires, pourtant dominées par un champ magnétique ouvert sur le
champ magnétique interplanétaire. Les ondes ULF sont observées localement et globalement.
Côté jour, ces pulsations semblent jouer un rôle important dans le couplage entre le vent solaire
et la magnétosphère, en contribuant au transfert d’énergie du premier vers la seconde, mais
également entre les deux hémisphères terrestres. De nombreuses incertitudes concernant
l’origine des ondes ULF et leurs processus de couplage existent encore (Rae et al., 2005 ;
Baddeley et al., 2007).
Ces ondes ont la particularité de perturber l’ionosphère lorsqu’elles traversent le milieu. Ainsi, les
températures ionosphériques sont particulièrement sensibles aux fluctuations périodiques du
champ électrique transverse ainsi qu’au courant aligné, qui sont des signatures caractéristiques
de ces ondes. Les fluctuations observées des températures ioniques et électroniques sont donc
susceptibles de nous renseigner sur les ondes d’Alfvén se propageant dans l’ionosphère, et avec
l’aide d’un modèle numérique nous pouvons de manière pertinente remonter l’information depuis
la région de perturbation jusqu’à la source.
Une première approche, menée avec les radars EISCAT pour la partie expérimentale et TRANSCAR
pour la modélisation (Pitout et al., 2003), a permis de mettre en évidence l’antiphase entre
concentration et température électronique en utilisant un modèle rudimentaire d’onde d’Alfvén.
Cependant, cette approche est limitée par l’absence de cohérence dans la modélisation
électrodynamique de l’onde. Même si les résultats initiaux sont prometteurs, nous devons mieux
prendre en compte la propagation de ses ondes. Notre équipe a élaboré un modèle de
propagation d’onde d’Alfvén dans l’ionosphère terrestre, qui prend en compte les différents
modes de propagation des ondes d’Alfvén ainsi que leur réflexion à la base de l’ionosphère ; il est
ainsi possible de connaître en tout point de l’espace, les perturbations électrique et magnétique
dues à ces ondes. Il apparaît très pertinent de coupler le modèle de propagation d’onde d’Alfvén
au code ionosphérique TRANSCAR. Avec un tel modèle, nous serons en mesure de caractériser
plus finement les signatures des FLR (Field Line Resonance) sur les données EISCAT.
Par ailleurs, nous projetons ainsi d’utiliser l’installation SPEAR (Space Plasma Exploration by Active
Radar) pour chauffer périodiquement l’ionosphère au-dessus d’ESR et ainsi créer artificiellement
des ondes ULF. Nous pourrons ensuite suivre leur propagation et leur effets dans l’ionosphère et
dans la magnétosphère avec le radar EISCAT et les satellites en opération. Le modèle couplé nous
permettra de relier entre elles les observations, en fournissant une information sur
l’environnement global.
Déroulement du stage :
Afin d’appréhender le sujet de manière complète, nous proposons, d’un point de vue pratique, un
stage en 3 étapes :
1. une phase expérimentale au Spitzberg avec le radar ESR (EISCAT Svalbard Radar) qui
observera les modifications ionosphériques provoquées par SPEAR. Cette campagne s’effectuera
fin février - début mars. Des ondes ULF seront générées artificiellement par SPEAR et observées
par des instruments au sol (magnétomètres, radar) et embarqués (satellites). En effet, nous
bénéficierons de conjonctions favorables avec des satellites autour du 1er mars 2012.
2. une phase d’analyse des données radar et satellites récoltées. Cette analyse permettra de
mieux cerner le type d’ondes observées et de comprendre la réponse ionosphérique aux ondes.
Nous nous attacherons en particulier à quantifier les modifications thermodynamiques de
l’ionosphère polaire.
3. nous démarrerons la modélisation de la réponse ionosphérique aux ondes ULF et aux
résonances de lignes de champ. Cela passera par un travail de codage pour inclure le modèle de
propagation d’ondes d’Alfvén au modèle ionosphérique TRANSCAR.
Directeur de stage
Nom : GRIMALD
Prénom : Sandrine
Laboratoire : IRAP
Etude du courant annulaire dans l’environnement terrestre : simulation et
analyse de données satellite
Thème scientifique
Plasmas planétaires
Méthodologie
Résumé:
La Terre possède un champ magnétique dipolaire. L’interaction de ce champ magnétique et du
champ magnétique interplanétaire est responsable de la déformation des lignes de champ
magnétique dipolaire terrestre : ces dernières sont aplaties côté jour et étirées côté nuit. Plus on
se rapproche de la Terre, moins l’impact du milieu interplanétaire est important et moins les
lignes de champ magnétique terrestre sont déformées. Proche de la planète, ces dernières
conservent leur forme dipolaire. C’est dans cette région que l’ont trouve la plupart des satellites
commerciaux comme les satellites de télécommunications.
Le courant annulaire se trouve dans la région dipolaire. Il est composé d’ions et d’électrons qui
tournent autour de la Terre à une vitesse dépendant de leur énergie. Les particules d’énergie les
plus élevées constituent un réel danger pour les instruments embarqués. La compréhension de
cette région de l’espace est donc importante pour la protection des satellites, mais également
pour la connaissance de notre environnement spatial.
Les données des satellites scientifiques se déplaçant dans cette région ont montré que les ions et
les électrons suivaient des trajectoires dépendant de leur énergie, mais également des conditions
de pression dans le milieu (pression particulaire et pression magnétique). Ceci est responsable de
l’existence d’un anneau de courant dont la structure dépend tout d’abord de la distance
géocentrique, de la latitude magnétique et de la longitude. Elle dépend également de l’activité
géomagnétique elle-même liée à l’activité solaire. Le but de ce stage est d’étudier les différentes
structures du courant annulaire à partir du calcul de l’intensité de courant, de la densité de
courant et de l’analyse des données champ magnétique et particules des satellites CLUSTER. Ce
stage sera co-encadré par Sandrine Grimald et Iannis Dandouras.
Directeur de stage
Nom : RIEUTORD
Prénom : Michel
Laboratoire : IRAP
Dynamique des étoiles de pré-sequence principale
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
Ce stage a pour objet l'étude de la dynamique des étoiles jeunes durant leur période de
contraction gravitationnelle. Un des problèmes actuels de la physique de la formation stellaire
concerne l'évolution du moment angulaire des objets jeunes. On constate en effet que lors du
passage de la matière du nuage interstellaire vers l'étoile pré-séquence principale le moment
angulaire par unité de masse est réduit d'un facteur 10^5: le moment angulaire spécifique ne fait
que décroître au cours des différentes étapes conduisant à la formation d'une étoile. Les
mécanismes susceptibles d'extraire le moment angulaire sont nombreux mais rarement compris
dans le détail.
Ce stage propose d'explorer la phase de contraction gravitationnelle d'une étoile en rotation. Lors
de ce processus la rotation de l'étoile augmente (spin-up) et peut atteindre la valeur critique où la
force centrifuge compense la gravité à l'équateur. Dans ce cas l'étoile perd de la masse et du
moment angulaire mais en quelle quantité? Par ailleurs lorsque l'étoile arrive à la fin du processus
de contraction, celle-ci hérite d'une certaine distribution du moment angulaire traduite par une
certaine rotation différentielle qui contrôlera plus tard les processus de mélange sur la séquence
principale.
Pour cette étude, le stagiaire aura à sa disposition une ``boîte à outils" numérique que nous avons
développée avec L. Valdettaro (Institut Polytechnique de Milan), lui permettant une prise en main
rapide du problème.
Ce stage pourra se prolonger par une thèse sur les différents effets de la rotation dans les étoiles
massives ou de masse intermédiaire (voir par exemple le projet ESTER sur http://www.ast.obsmip.fr/users/rieutord/ESTER.html
Directeur de stage
Nom : Forme
Prénom : Francois
Laboratoire : IRAP
Etude des mécanismes d’émission et des processus de transport des X, des
gamma et des électrons relativistes dans les atmosphères planétaires
Thème scientifique
Méthodologie
Résumé:
Les instruments IDEE et XGRE à bord du satellite TARANIS sont les expériences centrales de la
mission, avec des objectifs scientifiques ambitieux concernant les mécanismes à la source de la
production des électrons relativistes, de l’émission de Terrestrial Gamma Ray flashes (TGF) et les
couplages entre l’atmosphère et les ceintures de radiations. Les instruments mesureront, à
l’altitude du satellite, les flux d’électrons relativistes, de rayonnement X et gamma filtrés par
l’atmosphère, pour des sources à basse altitude. De telles mesures ne donnent qu’un accès
indirect à ces sources et l’étude des mécanismes responsables de ces émissions devra donc être
envisagée en utilisant un modèle numérique de génération et de transport de ces émissions
promptes, ainsi que des particules à l’origine de ces émissions : les électrons relativistes. Cette
association modèle-mesure fournit de facto une relation de causalité entre émission et
observation qui peut être exploitée pour comprendre les mécanismes. Le sujet de la thèse
consiste donc à développer un outil performant d’analyse et d’interprétation des données issues
des instruments XGRE et IDEE.
Pour cela, nous proposons un stage dont le but est l'élaboration d’un modèle de type Monte Carlo
apte à simuler les mécanismes d’émission et les processus de transport des X des gamma et des
électrons relativistes depuis la région source jusqu’à l’instrument. Cet outil servira entre autre à
construire une base de données environnementales de référence autour des TGF, à partir de cas
types : flux, spectres, dynamiques temporelles, distribution électrons, rayonnement gamma.
Ce stage peut être éventuellement suivi d'une thèse CNES.
Directeur de stage
Nom : Blelly
Prénom : Pierre-Louis
Laboratoire : IRAP
Modélisation de la détection des particules énergétiques par les détecteurs
IDEE et XGRE du satellite TARANIS
Thème scientifique
Méthodologie
Théorie - modélisation, Simulations numériques, Instrumentation - expérimentation
Résumé:
Les TGFs, « Terrestrial Gamma-ray Flashes », ont été découverts dans les années 90 par le
satellite BATSE de la NASA, dédié à l’étude des sursauts gamma cosmiques. Ces flashs gamma
sont rares et environ mille fois plus brefs que les sursauts gamma cosmiques. Ce phénomène est
associé aux régions orageuses.
Taranis est un microsatellite du CNES destiné à l’étude des phénomènes atmosphériques
transitoires liés à l’activité orageuse : (TGFs), sprites, blue jets, red giants, elves et des relations
entre eux. TARANIS devrait être placé en 2014 sur une orbite héliosynchrone à 600-700 km
d'altitude.
Les instruments IDEE et XGRE à bord du satellite TARANIS sont les expériences centrales de la
mission, avec des objectifs scientifiques ambitieux concernant les mécanismes à la source de la
production des électrons relativistes, de l’émission de Terrestrial Gamma Ray flashes (TGF) et les
couplages entre l’atmosphère et les ceintures de radiations. Les instruments mesureront, à
l’altitude du satellite, les flux d’électrons relativistes, de rayonnement X et gamma filtrés par
l’atmosphère, pour des sources à basse altitude.
Dans ce stage nous proposons de modéliser la détection des particules énergétiques par les
détecteurs, en décrivant le transport dans la matière. L’objectif de ce stage est clairement de
pouvoir simuler complètement la chaîne de transmission depuis la région d’émission jusqu’à la
détection, en prenant en compte les facteurs de géométrie des instruments, ainsi que la
morphologie des senseurs de XGRE (sandwich BC-408, LaBr3), qui donne une information riche
mais complexe à déconvoluer.
Ce stage peut être éventuellement suivi d'une thèse CNES.
Directeur de stage
Nom : KOECHLIN
Prénom : LAURENT
Laboratoire : IRAP
MAGEUR DE FRESNEL : PROTOTYPE UV
Thème scientifique
Planétologie, Physique stellaire, Objets compacts, Physique des galaxies
Méthodologie
Théorie - modélisation, Instrumentation - expérimentation
Résumé:
Contexte
Les grilles de Fresnel sont développées à l'Observatoire Midi Pyrénées.
Elles permettront de remplacer les grands miroirs de télescopes par des membranes légères,
donnant des images de meilleure qualité.
Après une validation dans le domaine visible au sol puis sur le ciel avec des maquettes,
dont les résultats ont été concluants, nous allons faire des tests en UV. Parallèlement aux tests
optiques, une étude des cibles potentielles vise les domaines astrophysiques suivants :
- Petits objets du système solaire à haute résolution angulaire,
- Naissance des système exoplanétaires (disques circum-stellaires) en Lyman-α,
- Physique des galaxies en UV et astrochimie.
Objectifs
Ils sont sur deux plans : tests optiques, et choix des cibles astrophysiques. Sur le plan
instrumental, le banc optique UV en laboratoire est à monter. Le travail consistera à y tester
l'optique diffractive en vue d'atteindre le Technology readiness level (TRL) 4. Parallèlement, le
choix des cibles astrophysiques les plus appropriées devra être affiné en fonction des résultats
des tests. Ces cibles seront pour une future mission spatiale utilisant des grilles de Fresnel de
grandes dimensions (6 à 10 m d'ouverture).
Méthodologie
Le travail se fera dans l'équipe Signal Image pour les Sciences de l'Univers (SISU) à l'OMP
Toulouse, et dans le cadre d'une collaboration inter-universités (UPS, Université de Nice,
Universidad Complutense Madrid). Les études sur les cibles potentielles se feront en collaboration
avec les différents instituts concernés, et impliqueront éventuellement une mission à Nice ou à
Madrid.
Ouverture sur un sujet de thèse
L’ouverture sur un sujet de thèse est conditionnée par l’obtention d’une bourse de thèse
par le candidat, qui pourra être cofinancée par un industriel.
Directeur de stage
Nom : LE PADELLEC
Prénom : Arnaud
Laboratoire : IRAP
Développements optiques pour l’astrophysique gamma Cerenkov
Thème scientifique
Physique des galaxies, Cosmologie
Méthodologie
Simulations numériques, Instrumentation - expérimentation
Résumé:
L’équipe GAHEC de l’IRAP est fortement impliquée dans le projet CTA (Cerenkov Telescope Array),
qui a pour but d’améliorer d’un facteur dix la sensibilité de HESS (High Energy Stereoscopic
System), réseau de télescopes à imagerie Cerenkov atmosphérique pour l'étude des rayons
gamma, ainsi que d’étendre la gamme d’énergies accessibles à des énergies supérieures à 100
TeV. Cet observatoire CTA, en phase préparatoire, consistera en deux réseaux de plusieurs
dizaines de télescopes de tailles différents, un dans l’hémisphère sud pour l’étude approfondie
des sources galactiques, l’autre dans l’hémisphère nord pour des études à plus basses énergies
(10 GeV).
Nous développons actuellement à l'IRAP des photodétecteurs à base de silicium qui pourront
équiper les cameras des télescopes de petite taille de CTA. Ces photodétecteurs sont basés sur
des photodiodes à avalanche utilisées en mode Geiger (G-APD’s), et réalisées avec des jonctions
silicium dopées p / n. Ces G-APD’s ont le potentiel de surmonter certains des inconvénients des
PMT’s, comme le poids, la taille, l’usage de hautes tensions ainsi que l’efficacité quantique limitée
de ces derniers en termes d'amplitude et de largeur spectrale. Les APD's utilisées en mode Geiger
–polarisées typiquement à plusieurs dizaines de volts- offrent l'avantage d'un gain élevé, jusqu'à
106 électrons pour un photon unique détecté. Nos détecteurs sont –en fait- constitués d’un
assemblage de ces composants pour pouvoir détecter des photons simultanés, et sont baptisés
‘photomultiplicateurs au silicium’ (SiPM) ou ‘compteurs de photons multipixels’ (MPPC). En
considérant une G-APD individuelle de 25 micromètres de côté, 1 millimètre carré de SiPM
correspond à un arrangement de 1600 G-APD's. Le problème des SiPM est alors leur inévitable
bruit électronique créé par l'émission de photon à l'intérieur du réseau de silicium, bruit qui
dépend principalement de la température d'exploitation et des dimensions du détecteur (1
MHz/mm²).
A ce stade du projet, nous avons :
•
démontré l’intérêt des SiPM dans des mesures d’astronomie Cerenkov (voir ‘Geiger
Avalanche Photodiodes as tentative light detectors for VHE gamma ray astronomy’ par D. Pellion
et al, Exp. Astron., 27(3), 187, (2010)),
•
développé notre procédé en collaboration avec le LAAS (voir ‘Computer-Aided Design
(CAD) Model for Silicon Avalanche Geiger Mode Systems Design: Application to high sensitivity
imaging systems’ par K. Jradi et al, Nucl. Instr. Methods Phys. Res. Sec. A, 626, 77, (2011))
•
considéré le design optique de l’instrument (voir ‘The use of silicon-based photomultipliers
for very high energy gamma ray astronomy: the optical issues’ par A. Cadu et al soumis Exp.
Astron.).
Une partie des idées développées dans le dernier papier sur l’optique reste à être mise en œuvre :
l’emploi de microlentilles pour optimiser la collection de lumière. C’est cette problématique qui est
proposée comme stage de Master 2. Il s’agira de développer expérimentalement et de tester sur
banc, le couplage entre l’électronique et l’optique : l’intégration par hybridation de la matrice de
lentilles sur un substrat de verre lui-même solidarisé à la matrice de détecteurs en arrangement
hexagonal. Une partie ‘montage sur télescope’ est également envisagée, suivie d’une phase
observationnelle. Le stage pourra enfin donner lieu à des poursuites en études doctorales.
Directeur de stage
Nom : FERRIÈRE
Prénom : Katia
Laboratoire : IRAP
Structure du champ magnétique interstellaire dans le halo de notre Galaxie
Thème scientifique
Méthodologie
Théorie - modélisation
Résumé:
Notre Galaxie possède un champ magnétique interstellaire de quelques microGauss. Ce champ
magnétique se manifeste de diverses façons, notamment, à travers la polarisation de la lumière
stellaire et de l'émission thermique des poussières, l'effet Zeeman sur des raies atomiques et
moléculaires, la rotation de Faraday des signaux émis par des pulsars Galactiques et par des
sources radios extragalactiques, le rayonnement synchrotron produit par des électrons relativistes
spiralant autour des lignes de champ... Avec une pression comparable à la pression du gaz et à
celle des rayons cosmiques, le champ magnétique interstellaire joue un rôle fondamental dans la
Galaxie. Plus particulièrement, il contrôle la structuration et la dynamique du milieu interstellaire,
il régule le processus de formation stellaire, il est responsable de l'accélération des rayons
cosmiques, canalise leur trajectoire et les confine dans la Galaxie. Pour toutes ces raisons, il est
important d'arriver à déterminer au mieux la structure spatiale du champ magnétique
interstellaire à partir de l'ensemble des données observationnelles actuellement disponibles. A ce
jour, la grande majorité des chercheurs intéressés par ce problème se sont concentrés sur le
disque Galactique, pour lequel les données sont de loin les plus abondantes. Or le destin des
rayons cosmiques -- notamment leur probabilité d'échappement vers le milieu intergalactique -dépend essentiellement de la structure du champ magnétique dans le halo.
Dès lors, le but du stage proposé sera d'établir un modèle simple du champ magnétique
interstellaire dans le halo de la Galaxie, en se basant sur des mesures de rotation Faraday en
direction de sources radios à moyenne et haute latitudes et sur l'intensité mesurée de l'émission
synchrotron.
On cherchera à tester au moins deux modèles de champ magnétique différents: (1) un modèle de
champ toroïdal (qui pourrait être produit par la rotation différentielle dans le halo) et (2) un
modèle de champ en forme de X (tel qu'observé dans un nombre de galaxies extérieures vues par
la tranche).
Directeur de stage
Nom : KNÖDLSEDER
Prénom : Jürgen
Laboratoire : IRAP
Accélération des rayons cosmiques dans des milieux extrêmes
Thème scientifique
Milieu interstellaire, Physique des galaxies
Méthodologie
Résumé:
Grâce à leur signature en rayons gamma, l’observatoire spatial Fermi a dévoilé pour la première
fois l’accélération des rayons cosmiques dans les galaxies à flambée de formation d’étoiles. Dans
ces objets, où le taux de supernovae dépasse considérablement celui de notre galaxie, la forte
densité des rayons cosmiques engendre une émission gamma intense produit par l’interaction des
rayons cosmiques avec le milieu interstellaire. En comparant plusieurs galaxies, nos observations
ont mis en évidence une croissance de la luminosité gamma proportionnelle au taux de formation
stellaire, ce qui reste difficile à expliquer dans le cadre des modèles conventionnels d’accélération
et de diffusion des rayons cosmiques.
Durant ce stage, nous chercherons à étendre cette étude aux galaxies les plus extrêmes, les
ULIRG (galaxies ultra-lumineuses en infra-rouge), qui montrent les taux de formation d’étoiles les
plus élevés dans l’Univers. Lors du stage, nous allons chercher leurs émissions gamma par
l’analyse des données Fermi, en étudiant les objets proches les plus prometteurs et en utilisant
une procédure d’empilement des données qui permettra la détection des objets plus faibles.
Les propriétés gamma des ULIRG seront ensuite comparées à celles des galaxies à taux de
formation stellaire plus modestes, afin de déterminer l’impact de l’activité galactique sur la
capacité d’accélérer des rayons cosmiques. Les résultats seront également discutés dans le
contexte du futur observatoire Cherenkov CTA afin d’évaluer les prospectives scientifiques de
l’instrument pour les études des galaxies à flambée de formation d’étoiles.
Ce travail pourra ensuite être approfondi dans le cadre d’une thèse de doctorat qui traitera plus
généralement l’accélération des rayons cosmiques galactiques.
Directeur de stage
Nom : DUPAYS
Prénom : Arnaud
Laboratoire : IRAP
Friction Quantique (autour des étoiles à neutrons)
Thème scientifique
Objets compacts, Vide quantique
Méthodologie
Résumé:
En mécanique quantique, le vide est le siège des fluctuations aléatoires incessantes qui
permettent la création spontanée puis l'annihilation de paires composées d'une particule et de
son anti-particule. Décrites dans le cadre de l’ElectroDynamique Quantique (QED), les
manifestations physiques de ces fluctuations sont rares.
L’une des plus fondamentales prédictions de la QED concerne les propriétés électriques
et magnétiques du vide. Suivant cette idée, le vide peut être traité comme un milieu standard non
linéaire possédant ces propres propriétés électromagnétiques. Cependant, les effets relatifs à ces
propriétés sont extrêmement faibles et ne peuvent être testés qu’en présence de très forts
champs électromagnétiques.
La région d’espace entourant les étoiles à neutrons est alors parfaitement adaptée pour l’étude
des propriétés magnéto-optiques du vide quantique.
Pour ce stage, nous proposons d'étudier un nouveau mécanisme de perte d’énergie qui pourrait
apparaître du fait de l’interaction du moment magnétique d’une étoile à neutrons avec le vide
magnétisé qui l’entoure : le phénomène de "Friction Quantique".
Le travail a réaliser pourrait consister à analyser les données existantes sur le ralentissement des
pulsars et à les confronter au modèle de Friction Quantique.
Directeur de stage
Nom : DUPAYS
Prénom : Arnaud
Laboratoire : IRAP
Lensing Quantique (autour des étoiles à neutrons)
Thème scientifique
Vide Quantique
Méthodologie
Résumé:
En mécanique quantique, le vide est le siège des fluctuations aléatoires incessantes qui
permettent la création spontanée puis l'annihilation de paires composées d'une particule et de
son anti-particule. Décrites dans le cadre de l’ElectroDynamique Quantique (QED), les
manifestations physiques de ces fluctuations sont rares.
L’une des plus fondamentales prédictions de la QED concerne les propriétés électriques
et magnétiques du vide. Suivant cette idée, le vide peut être traité comme un milieu standard non
linéaire possédant ces propres propriétés électromagnétiques. Cependant, les effets relatifs à ces
propriétés sont extrêmement faibles et ne peuvent être testés qu’en présence de très forts
champs électromagnétiques.
La région d’espace entourant les étoiles à neutrons est alors parfaitement adaptée pour l’étude
des propriétés magnéto-optiques du vide quantique.
Pour ce stage, nous proposons d'étudier le phénomène de "Lensing Quantique", c'est-à-dire la
déviation quantique de la lumière au voisinage d'une étoile à neutrons. Le travail a réaliser
pourrait consister en une modélisation théorique du phénomène et des simulations numériques
dans le cas de systèmes astrophysiques connus.
Directeur de stage
Nom : JEAN
Prénom : Pierre
Laboratoire : IRAP
Etude des performances de l’observatoire CTA
Thème scientifique
Astroparticules
Méthodologie
Résumé:
Les récentes découvertes réalisées par les télescopes qui observent dans le domaine des photons
gamma du TeV (HESS, MAGIC, VERITAS) ont amélioré significativement notre compréhension des
phénomènes de très haute énergie dans l’Univers (rayons cosmiques, blazars, pulsars,…). Cette
réussite scientifique a motivé la communauté des astroparticules pour réaliser l’observatoire CTA
(Cherenkov Telescope Array). Cet observatoire, qui devrait commencer les observations en 2015,
est constitué de télescopes Cherenkov dont le principe est d’observer le rayonnement Cherenkov
des gerbes électromagnétiques (électrons & positrons ultrarelativistes) produites par l’interaction
des photons gamma dans l’atmosphère. Les capacités d’imagerie et de photométrie de ces
télescopes permettent de déterminer la direction et l’énergie des gamma issus de sources
astrophysiques.
Les performances de CTA sont estimées au moyen de codes numériques qui simulent par des
méthodes Monte Carlo : (a) la production et la propagation du rayonnement Cherenkov des
gerbes électromagnétiques dans l’atmosphère et (b) la réalisation des images du rayonnement
Cherenkov en prenant en compte la réponse des télescopes. Pour cela, une partie des membres
de la collaboration CTA utilise les codes Corsika (a) et Simtelarray (b). Une analyse statistique des
résultats des simulations permet d’obtenir la résolution angulaire, la résolution spectrale et la
sensibilité de l’observatoire.
Le stage a pour objectif d’estimer les performances de CTA. Après une étude bibliographique de
l’astronomie gamma des très hautes énergies et du principe de fonctionnement des télescopes
Cherenkov, le stage débutera par l’apprentissage des codes Corsika et Simtelarray. Il s’agira
ensuite de calculer les performances de CTA en fonction de configurations de l’observatoire
proposées par la collaboration. Le stage pourra se conclure par la simulation de l’observation
d’une source astrophysique.
Ce travail sera réalisé au sein de l’équipe CTA de l’IRAP. Il pourrait être poursuivi dans le cadre
d’une thèse de doctorat en forte interaction avec la collaboration internationale CTA.
Directeur de stage
Nom : von Ballmoos
Prénom : Peter
Laboratoire : IRAP
Modélisation de l'expérience EUSO BALLON
Thème scientifique
Astrophysique des Hautes Energies
Méthodologie
Résumé:
EUSO-BALLON est le "path-finder" de la mission spatiale JEM-EUSO, qui a pour but l’observation
des gerbes atmosphériques géantes induites dans l’atmosphère terrestre par les rayons
cosmiques d’ultra-énergétiques (RCUE). Avec des énergies au delà de 1020 eV, ces évènements
sont plus de dix millions de fois plus énergétiques que ce que pourra communiquer le plus
puissant accélérateur de particules (LHC) à un proton.
JEM-EUSO localisera pour la première fois des sources de rayons cosmiques et marquera
l’ouverture historique de l’astronomie non-photonique, menée via le canal des particules
chargées. Les question scientifiques principales de JEM-EUSO sont : quelles sources sont capables
de accélérer des particules de l'énergie des RCUEs, quel est le mécanisme d’accélération, existe-til un lien entre les sources de RCUEs et d’autres sources déjà connues dans l’univers, peut-on se
servir des RCUEs comme de messages pour sonder le cosmos ?
EUSO BALLON est à la fois un démonstrateur et le précurseur de JEM-EUSO et de toute mission
spatiale dédiée à l’études des rayons cosmiques ultra-énergétiques. Nous voulons tester un
prototype du plan de détection (PDM, consistant de photomultiplicateurs multi-anode) avec une
optique de Fresnel dans des conditions spatiales : étudier un bruit de fonds réel et observer des
photons de fluorescence émis par les gerbes atmosphériques. Depuis sa nacelle embarqué en
ballon stratosphérique, EUSO BALLON permettre alors la première détection d’une gerbe
atmosphérique géante "par le dessus" et ouvrira ainsi la voie de l’espace, cad vers JEM-EUSO. Le
premier vol de EUSO-BALLOON doit avoir lieu en 2013.
Tandis que la collaboration JEM-EUSO met à disposition le plan focal (PDM assemble) et l'optique
de Fresnel, l'intégration, les tests sol, et le(s) vol(s) sont réalises par une équipe intégrée entre
IRAP et la division ballon du CNES. L'étudiant(e) participera aux phases de préparation du projet
ballon au sein de l'équipe instrumentale. Pendant son stage de master il/elle entreprendra une
étude détaillée des caractéristiques de détection de l'instrument et effectuera la modélisation des
gerbes atmosphériques incluant les différentes étapes de la détection : développement des
gerbes atmosphériques, génération des photons de fluorescence et Cerenkov, et transfert des
photons jusqu'à la lentille du télescope.
Ce projet est proposé comme sujet de thèse (Mise en œuvre et vol de l'expérience EUSOBALLON). L’échelle de temps d'un projet ballon est idéalement adaptée à la formation d'un(e)
étudiant(e) en thèse qui apprendra les méthodes, comprendra l’ensemble d’un système
embarqué, et suivra toutes les étapes d’un projet spatial (mise en œuvre, intégration, calibration,
test, vol(s) ballon, l’exploitation des données), sans les délais de réalisation et l’organisation
lourde des grands projets satellites.
Directeur de stage
Nom : von Ballmoos
Prénom : Peter
Laboratoire : IRAP
Modélisation de l'expérience EUSO BALLON
Thème scientifique
Astrophysique des Hautes Energies
Méthodologie
Résumé:
EUSO-BALLON est le "path-finder" de la mission spatiale JEM-EUSO, qui a pour but l’observation
des gerbes atmosphériques géantes induites dans l’atmosphère terrestre par les rayons
cosmiques d’ultra-énergétiques (RCUE). Avec des énergies au delà de 1020 eV, ces évènements
sont plus de dix millions de fois plus énergétiques que ce que pourra communiquer le plus
puissant accélérateur de particules (LHC) à un proton.
JEM-EUSO localisera pour la première fois des sources de rayons cosmiques et marquera
l’ouverture historique de l’astronomie non-photonique, menée via le canal des particules
chargées. Les question scientifiques principales de JEM-EUSO sont : quelles sources sont capables
de accélérer des particules de l'énergie des RCUEs, quel est le mécanisme d’accélération, existe-til un lien entre les sources de RCUEs et d’autres sources déjà connues dans l’univers, peut-on se
servir des RCUEs comme de messages pour sonder le cosmos ?
EUSO BALLON est à la fois un démonstrateur et le précurseur de JEM-EUSO et de toute mission
spatiale dédiée à l’études des rayons cosmiques ultra-énergétiques. Nous voulons tester un
prototype du plan de détection (PDM, consistant de photomultiplicateurs multi-anode) avec une
optique de Fresnel dans des conditions spatiales : étudier un bruit de fonds réel et observer des
photons de fluorescence émis par les gerbes atmosphériques. Depuis sa nacelle embarqué en
ballon stratosphérique, EUSO BALLON permettre alors la première détection d’une gerbe
atmosphérique géante "par le dessus" et ouvrira ainsi la voie de l’espace, cad vers JEM-EUSO. Le
premier vol de EUSO-BALLOON doit avoir lieu en 2013.
Tandis que la collaboration JEM-EUSO met à disposition le plan focal (PDM assemble) et l'optique
de Fresnel, l'intégration, les tests sol, et le(s) vol(s) sont réalises par une équipe intégrée entre
IRAP et la division ballon du CNES. L'étudiant(e) participera aux phases de préparation du projet
ballon au sein de l'équipe instrumentale. Pendant son stage de master il/elle entreprendra une
étude détaillée des caractéristiques de détection de l'instrument et effectuera la modélisation des
gerbes atmosphériques incluant les différentes étapes de la détection : développement des
gerbes atmosphériques, génération des photons de fluorescence et Cerenkov, et transfert des
photons jusqu'à la lentille du télescope.
Ce projet est proposé comme sujet de thèse (Mise en œuvre et vol de l'expérience EUSOBALLON). L’échelle de temps d'un projet ballon est idéalement adaptée à la formation d'un(e)
étudiant(e) en thèse qui apprendra les méthodes, comprendra l’ensemble d’un système
embarqué, et suivra toutes les étapes d’un projet spatial (mise en œuvre, intégration, calibration,
test, vol(s) ballon, l’exploitation des données), sans les délais de réalisation et l’organisation
lourde des grands projets satellites.
Directeur de stage
Nom : PETIT
Prénom : Pascal
Laboratoire : IRAP
Variabilité magnétique de la supergéante froide Bételgeuse
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
La supergéante froide Bételgeuse est l’une des rares étoiles dont il est possible de résoudre finement la
surface et l’environnement proches en imagerie directe et interférométrie. Son diamètre apparent a pu
être mesuré dès 1921 par Michelson, et elle reste aujourd’hui l’une des étoiles les plus observées, depuis
l’UV jusqu’au domaine radio. Cet intérêt constant est justifié par son statut évolutif d’étoile en fin de vie,
dont la perte de masse soutenue contribue à l’enrichissement chimique de la Galaxie. La source d’énergie
de ce fort vent stellaire fait encore aujourd’hui l’objet de spéculations, qui pointent vers l’activité
(convective et/ou magnétique) de Bételgeuse.
Une nouvelle pièce du puzzle a été apportée très récemment par la découverte d’un faible champ
magnétique de surface, détecté en spectropolarimétrie haute résolution par l’instrument NARVAL, au Pic
du Midi de Bigorre. Ce champ magnétique est probablement généré via une dynamo activée par la
convection seule, sans l’aide d’une rotation globale significative généralement associée aux dynamos
stellaires (Bételgeuse effectue un tour sur elle-même tous les 17 ans environ, contre 28 jours pour le
Soleil). Il s’agit de la première mise en évidence observationnelle de ce type de dynamo. Depuis cette
découverte, un suivi systématique de l’étoile a été entrepris avec NARVAL et ESPaDOnS, afin de
caractériser l’évolution temporelle du champ de surface. L’analyse de ce suivi, accumulé sur un an et
demi, fait l’objet de ce stage.
L’étudiant(e) utilisera les données spectropolarimétriques obtenues depuis mars 2010. Ces observations
permettront de caractériser le champ magnétique de Bételgeuse et de déterminer des temps typiques
d’évolution du champ de surface. En parallèle, l’étudiant développera des outils d’estimation de
paramètres classiques d’activité stellaire (bissecteurs de raies, vitesses radiales, émission
chromosphérique) dont l’évolution temporelle sera confrontée aux mesures magnétiques directes. Ce
matériau observationnel sera interprété en relation avec les observations passées de l’étoiles (pour les
mesures non-magnétiques) et avec les prédictions récentes des modèles numériques de convection de
Bételgeuse. Ce stage constitue une bonne introduction à toute thèse observationnelle en physique
stellaire.
Bibliographie succinte :
Aurière M., et al., 2010, A&A, 523, A40
Petit P., et al., 2011, arXiv:1109.3979
Directeur de stage
Nom : WEBB
Prénom : Natalie
Laboratoire : IRAP
Identification des pulsars milliseconde dans les amas globulaires grace aux
observations gamma prises avec Fermi
Thème scientifique
Objets compacts
Méthodologie
Résumé:
Les amas globulaires sont des ensembles très âgés et très denses d'étoiles. Leur grand âge
implique qu'ils contiennent un grand nombre d'objets compacts. Les rencontres entre les étoiles
de l'amas permettent l'échange d'énergie entre elles et au fur et à mesure l'énergie des étoiles
s'équilibre. Par conséquent, les étoiles les plus massives se trouvent au centre de l'amas. Sans
énergie supplémentaire les amas deviendront de plus en plus denses, jusqu'à leur éffondrement.
Mais seulement 20% des amas globulaires galactiques se sont effondrés. Ils doivent donc être
stabilisés par de l'énergie supplémentaire. Il a été proposé que les binaires compactes puissent
fournir cette énergie. Lors du processus d'interaction avec une étoile isolée, les binaires se
contractent.
L'énergie ainsi libérée est emportée par l'étoile isolée. Pourtant, jusqu'à
dernièrement très peu de ces binaires ont été détectées dans les amas globulaires. La détection
de ces binaires est donc importante pour une étude de l'évolution des amas globulaires. La
détection en visible des binaires est très difficile à cause de la grande densité d'étoiles dans les
amas. On peut donc essayer de détecter les pulsars milli-secondes, qui naissent des binaires
compactes contenant une étoile à neutrons (binaires X). Ces pulsars milli-secondes sont alors les
traceurs des binaires X et ils rayonnent en rayons gamma, au contraire de toute autre source
dans les amas globulaires. On peut donc chercher l'émission gamma des amas globulaires avec
le satellite gamma (Fermi) pour déterminer le nombre de pulsars milli-secondes (et donc
l'echantillon de binaires X existant auparavant) dans les amas globulaires. Ce travail a déjà été
commencé avec l'observation de 13 des ~150 amas globulaires galactiques (Abdo et al. 2010).
Le stage comportera une étude bibliographique sur les objets en question. Ensuite il sera
nécessaire de traiter les données avec les logiciels 'Fermi Science Tools'. Après avoir vérifié la
cohérence spatiale entre la source et l'amas étudié, il faut ajuster les spectres avec des modèles
simples en utilisant un logiciel appelé 'gtlike' pour déterminer si l'émission provient des pulsars
millisecondes. Il faut également rechercher des signes de variabilité en étudiant la courbe de
lumière. La luminosité mesurée indique le nombre de pulsars millisecondes.
Directeur de stage
Nom : Bohm
Prénom : Torsten
Laboratoire : IRAP
Origine de l'activité des étoiles pré-séquence principales Ae/Be de Herbig - le
cas de la binaire spectroscopique HD 104237
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
Les étoiles Ae/Be de Herbig sont des objets pré-séquence principale de masse intermédiaire (2-8
masses solaires). Elles montrent tous les signes d'une activité intense (émission dans les raies Ca
II H et K, Mg II h et k, He I 5876 A, H alpha, Ca II triplet IR, variabilité court terme de ces raies,
émission X, etc...). Le profil P Cygni de certaines de ces raies (H alpha, Mg II h et k) et aussi
l'observation de certaines raies particulières (C IV 1550 A, He I 5876 A) indiquent la présence de
forts vents stellaires et de chromosphères étendues. Cette forte activité semble d'autant plus
paradoxale que ces étoiles se trouvent dans la phase radiative de leur contraction et ne
possèdent donc pas (en principe) de zone convective externe. Or, le mécanisme classique de
dynamo magnétique (de type solaire) nécessite pour son fonctionnement la présence d'une zone
convective externe importante. D'autre part, elles sont trop froides pour que leurs vents puissent
être dû à un mécanisme lié à la pression de rayonnement (comme dans le cas des étoiles
chaudes). Deux interprétations possibles devaient être poursuivi plus en détail. Le problème du
réservoir d' énergie pour ces phénomènes actifs pourrait être résolu en impliquant soit une source
interne à l'étoile (par exemple énergie de rotation), soit une source externe (par exemple énergie
gravitationnelle d'un disque d'accrétion entourant l'étoile). La modulation rotationnelle de
certaines raies UV et optiques pourrait être interprété comme témoin d'un champ magnétique
structuré à la surface de ces étoiles et pourrait donc suggérer l'existence d'un mécanisme de
dynamo turbulente
utilisant la rotation interne comme source d'énergie. Dans ce modèle
(qualitatif pour l'instant), des instabilités liées à la rotation engendreraient des mouvements
turbulents sous la photosphère, et la zone turbulente jouerait le rôle tenu par la zone convective
dans la dynamo solaire classique. L'existence et l'importance d'un champ magnétique primordial
ne peuvent pas non plus être exclues. Récemment, des observations et analyses
spectropolarimétriques ont revelé que seulement une petite fraction de l’ordre de 10% de ces
étoiles montre la présence de champ magnétiques, il sera alors intéressant de rechercher des
corrélations possibles entre détection de champ magnétique et activité stellaire.
Une autre interprétation possible propose qu'un disque en mouvement quasi-keplérien s'étendant
jusqu'à la photosphère stellaire touche l'étoile dans une couche limite dans laquelle la matière du
disque est freinée d'un facteur 5 à 10 à la vitesse de rotation de la photosphère. De cette
manière, l'énergie potentielle peut être transformée en radiation ou en énergie mécanique.
Mieux comprendre l'origine de cette activité énigmatique (et des chromosphères associées),
l'origine des vents et le rôle joué par d'éventuels disques circumstellaires primordiaux concernant
cette activité, mais aussi leur effet potentiel sur l'évolution stellaire jeune aidera à répondre à
plusieurs questions fondamentales de la physique stellaire contemporaine.
HD 104237 est une étoile Ae de Herbig protoype. Elle subit des variations de raies spectrales
spectaculaires, et on a des premiers indices d'une interaction forte avec sa composante binaire
spectroscopique. Nous disposons d’une base de données spectro-temporelle à haute résolution de
cette étoile. Le point central du stage sera de chercher par analyse spectroscopique des
corrélations entre traceurs d’activité et de vents stellaires d’une part et position orbitale de la
composante secondaire d’autre part, et ainsi de mieux comprendre le rôle de la binarité dans
l'activité de cette étoile. Une approche plus générale pourra permettre dans la suite de rechercher
dans un ensemble d'étoiles de Herbig des corrélations entre traceurs d'activité et paramètres
fondamentaux (Teff, log g, vsini,..), afin d’apporter des éléments supplémentaires à la question de
l’origine de l’activité observée et inexpliquée dans ce groupe d’étoiles.
Directeur de stage
Nom : Bouché
Prénom : Nicolas
Laboratoire : IRAP
Étude des vents galactiques
Thème scientifique
Méthodologie
Résumé:
Depuis le Big-Bang, l'univers n'a pas été très "efficace" pour former des galaxies. En effet, en
moyenne, seulement 5% de la matière baryonique (composée principalement d'hydrogène et
d'hélium) a été transformée en étoiles, avec un maximum de 20% pour les galaxies similaires à la
Voie Lactée. La formation stellaire est particulièrement inefficace dans les galaxies de plus faibles
ou plus fortes masses. Pour les galaxies de faibles masses, le mécanisme de suppression est
attribué aux vents galactiques. Ce `feedback' scenario est intéressant et attrayant pour plusieurs
raisons. Il permet en particuliers d'expliquer l'enrichissement du milieu inter-galactique en
éléments lourds. Malheureusement les propriétés physiques des vents galactiques (comme le
taux d'éjection de matière) sont toujours encore totalement inconnues.
Méthodologie: L’étude proposée pour le stage consiste donc à déterminer des propriétés
physiques importantes des vents galactiques comme leur collimation, et le taux d'éjection de
matière. Suivant les intérêts de l'étudiant(e), il/elle pourra soit
(a) utiliser plusieurs échantillons de galaxies à z~0.1, 0.5 et 1.0; soit
(b) utiliser une approche de modélisation analytique très simplifiée qui se réduira à résoudre
numériquement des équations différentielles du premier ordre.
Perspectives du stage: Le sujet proposé a pour objectif d'initier l'étudiant à la recherche et à la
problématique de l'évolution des galaxies, une problématique en plein essor actuellement.
Directeur de stage
Nom : Bouché
Prénom : Nicolas
Laboratoire : IRAP
Cinématique 3D des galaxies
Thème scientifique
Méthodologie
Résumé:
L'astrophysique moderne se trouve dans une époque glorieuse où de grands relevés
observationels (tels SDSS, COSMOS, VVDS, etc.) ont transformé notre perception et notre
compréhension de l'univers. En particulier, ces grands relevés ont fourni plusieurs types de
catalogues contenant des millions de galaxies où chacune est cataloguée avec une mesure du
flux, de sa taille, etc. Des suivis avec des instruments dit de 3D (spectrographes d'imagerie qui
produisent des spectres pour chaque pixels du champ) sont nécessaire pour déterminer la
propriété physique la plus importante des galaxies: la masse dynamique du halo. Vu que ces
spectrographes produisent des données en 3 dimensions (x,y,λ), les données sont habituellement
réduites à deux produits dérivés, la carte du champ de vitesse et le profile de distribution en flux.
Ces données dérivées sont ensuite utilisées pour déterminer la masse du halo et la taille de la
galaxie de manière indépendante. Hors ces deux types de données ne sont pas indépendants.
L'objectif de ce projet est de travailler sur un outil qui passerait des données bruts (en 3D) aux
produits finaux en une seule étape.
Méthodologie:
L’étude proposée pour le stage consiste donc à déterminer des propriétés
physiques fondamentales des gIRAP_MasterStage.odtalaxies à formation stellaire. Pour ce faire,
l'étudiant développera un outil d'analyse de données en 3D pour déterminer les paramètres
physiques de ce galaxies, tel que la taille, et la masse dynamique.
Perspectives du stage: Le sujet proposé a pour objectif d'initier l'étudiant à la recherche et à la
problématique de l'évolution des galaxies, une problématique en pleine évolution actuellement.
Le projet est modulable permettant une progression de la complexité du projet en fonction des
aptitudes de l'étudiant. Étant donné la nature de ce projet, un étudiant avec des connaissances
approfondies en programmation sera avantagé.
Directeur de stage
Nom : BALLOT
Prénom : Jérôme
Laboratoire : IRAP
Modes de gravité des étoiles en rotation rapide : application aux sdB
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
Depuis leur lancement, les missions spatiales CoRoT et Kepler fournissent des mesures
photométriques de haute précision permettant de détecter et de mesurer précisément les
fluctuations de luminosité que peuvent induire des oscillations de stellaires. En effet, les étoiles
peuvent osciller sous l'effet des forces de pression (modes acoustiques) ou sous l'effet de la force
d'Archimède (modes de gravité ou modes g).
Certaines étoiles sous naines de type B (sdB) pulsent selon de tels modes g et sont observées par
Kepler. Les sdB sont des étoiles évoluées, compactes, brûlant leur hélium au cœur et dont
l'enveloppe d'hydrogène a quasiment disparu. L'étude des fréquences d'oscillation des modes
propres permet de sonder l'intérieur de ces étoiles. On peut ainsi déterminer par exemple la
masse du cœur d'une sdB et la quantité résiduelle d'hélium qu'il renferme.
Pour ce faire, on peut utiliser une méthode directe qui consiste à comparer les fréquences des
oscillations observées à celles calculées à partir de modèles de structure interne. Le calcul
théorique des modes et fréquences propres d'une étoile à symétrie sphérique ne pose pas de
difficultés majeures : il s'agit de résoudre un problème aux valeurs propres à 1D. En revanche, dès
que l'étoile tourne, cette symétrie va se briser : d'une part la force centrifuge va déformer l'étoile,
et d'autre part les oscillations vont être affectées par la force de Coriolis. Si la rotation est lente,
on peut traiter ces effets de façon perturbative, mais lorsque la vitesse de rotation devient
importante, il faut résoudre le problème complet à 2D beaucoup plus complexe, rarement traité
jusqu'à aujourd'hui.
Pour résoudre ce problème, un code d'oscillation 2D (TOP) a été développé. A l'aide de ce code,
nous avons déjà exploré le spectre des modes de gravité d'une étoile en rotation rapide en
considérant un modèle de structure stellaire simplifié par un polytrope.
Au cours de ce stage, l'étudiant ira au delà de cette étude simplifiée et s'intéressera à une étoile
sdB dans un système binaire serré observée par Kepler et pour laquelle un modèle réaliste de
structure interne a été calculé. A partir de cette structure de référence, l'étudiant devra étudier
l'influence de la rotation rapide sur les oscillations de cette étoile sdB. Il utilisera pour cela le code
TOP pour prendre en compte de façon complète les effets de la force de Coriolis (on négligera les
effets centrifuges, ce qui se justifie dans ce cas).
Ce stage sera co-encadré par Stéphane Charpinet qui fournira les modèles de structure des sdB.
Plus d'information sur http://www.jerome-ballot.fr/category/Enseignement/Stages-M2
Directeur de stage
Nom : BALLOT
Prénom : Jérôme
Laboratoire : IRAP
Sondage sismique des enveloppes convectives des étoiles de type solaire
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
La mission spatiale Kepler fournit depuis 2009 des observations astérosismologiques pour des
centaines d'étoiles de type solaire. Les étoiles comme le Soleil oscillent sous l'effet d'ondes
acoustiques (modes p) qui sont générées par la convection de surface et se propagent à l'intérieur
de l'étoile.
La mesure précise des fréquences propres de ces modes d'oscillation apporte des contraintes sur
la structure interne des étoiles, ce qui permet de valider ou d'affiner les modèles d'évolution
stellaire. Il est par exemple possible de déterminer de manière directe la profondeur de
l'enveloppe convective d'une étoile de type solaire. En effet, les régions de l'étoile où la vitesse du
son -ou sa dérivée- varie rapidement (comme à la base de l'enveloppe convective, BEC)
produisent des signatures caractéristiques visibles dans ce qu'on appelle la petite différence ou la
seconde différence (grandeurs obtenues en combinant les fréquences de plusieurs modes). Cette
signature se présente sous la forme d'une oscillation dont la période dépend de la position de la
BEC et dont l'amplitude dépend des variations de la vitesse du son à la BEC.
Ces petites signatures sont aujourd'hui exploitables dans au moins une dizaine de cibles de
Kepler.
Pendant ce stage, l'étudiant participera à l'interprétation de ces observations sismologiques en
déterminant l'étendue des enveloppes convectives des étoiles de l'échantillon observé. Pour cela,
il développera un outil pour extraire des variables sismiques la signature de la BEC. Une méthode
basée sur un MCMC (Markov Chain Monte Carlo) sera utilisée pour déterminer l'amplitude et la
période de cette signature. Il testera et validera la méthode sur des observations sismiques du
Soleil. Plusieurs techniques utilisant différentes variables sismiques pourront être croisées.
Selon l'avancée du projet, l'étudiant pourra extraire également des informations sur la région de
seconde ionisation de l'hélium, située sous la surface, produisant des signatures du même type
que celle de la BEC et pouvant nous renseigner sur l'abondance d'hélium dans l'étoile.
Directeur de stage
Nom : BALLOT
Prénom : Jérôme
Laboratoire : IRAP
Sismologie des étoiles de type solaire : influence de la turbulence de surface
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
Les étoiles comme le Soleil oscillent sous l'effet d'ondes acoustiques (modes p) qui sont générées
par la convection de surface et se propagent à l'intérieur de l'étoile. La mesure des fréquences
d'oscillation de ces modes propres permet de contraindre la structure interne des étoiles.
L'héliosismologie a ainsi permis de connaître finement l'intérieur solaire (température centrale,
profondeur de l'enveloppe convective, quantité d'hélium, processus de diffusion et de mélange,
rotation interne...) et d'affiner nos modèles de structure interne.
Toutefois, même aujourd'hui, il reste des écarts significatifs entre les fréquences des modes
observées et celles calculées à partir des modèles de structure interne. Ces écarts, insignifiants à
basse fréquence (< 2 mHz), augmentent progressivement avec la fréquence des modes et
dépassent la dizaine de µHz (modes à ~3-4 mHz). On attribue ces écarts à une mauvaise
modélisation des couches les plus externes du Soleil. En effet, les modèles de structure interne
sont des modèles hydrostatiques qui ne prennent pas en compte les effets de la turbulence et du
champ magnétique qui peuvent être important à la surface.
En héliosismologie, il est aisé de s'affranchir de ces effets de surface, car on connaît précisément
le rayon et la masse du Soleil. Il n'en est pas de même pour les autres étoiles.
Les missions spatiales CoRoT et Kepler fournissent aujourd'hui des observations
astérosismologiques pour des centaines d'étoiles de type solaire dont l'interprétation est entachée
par ces effets de surface. Des méthodes ont été proposées pour en corriger les effets de manière
ad hoc. Pendant ce stage, l'étudiant explorera une autre voie. Il utilisera des modèles de la
structure des couches externes du Soleil obtenus à l'aide de simulations hydrodynamiques 3D,
qu'il combinera à un modèle hydrostatique de structure interne. Il fera des calculs d'oscillations en
prenant en compte les termes supplémentaires induit par la turbulence pour quantifier son impact
sur les fréquences des modes.
Directeur de stage
Nom : Malzac
Prénom : Julien
Laboratoire : IRAP
Modélisation des cascades électromagnétiques dans le milieu intergalactique
Thème scientifique
Objets compacts, Cosmologie, Astrophysique des très hautes énergies
Méthodologie
Résumé:
L'astronomie des très hautes énergies (THE : GeV, TeV) à pris son essor au cours de ces dernières
années avec la moisson impressionnante de résultats recueillis par les télescopes Cherenkov tels
que HESS, MAGIC ou VERITAS, ainsi que le télescope à rayon gamma spatial Fermi lancé en 2008.
Dans ce contexte, de nombreuses sources THE extragalactiques ont été détectées (noyaux actifs
de galaxies, sursaut gamma). Il a été suggéré que ces sources puissent être utilisées comme des
sondes cosmologiques.
Par exemple, le rayonnement gamma de ces sources extragalactiques peut interagir avec le
rayonnement diffus intergalactique pour produire des paires électron-positrons qui peuvent elle
même produire des photons gamma par interaction inverse Compton sur ce même rayonnement
diffus conduisant ainsi au développement d'une cascades électromagnétique étendue se
propageant sur des distances cosmologiques entre la source et la terre. Le principal effet est que
les sources gamma lointaines n'apparaissent plus comme ponctuelles mais étendues. Les
propriétés observables de la cascade (comme la taille de son image, ou les retards temporels
entre différentes bandes d’énergies), peuvent être utilisées pour sonder les caractéristiques
physiques du milieu dans lequel celle ci s’est développée.
Le but du stage consistera à étudier et modéliser les propriétés de ces cascades
électromagnétiques, afin de faire des prédictions concernant par exemple la taille de l'image
détectée de la cascade en fonction de l'énergie, ou les retards temporels entre différentes bandes
d'énergies. Nous disposons à l’IRAP d’un code de Monte-Carlo, permettant de simuler ces
processus radiatifs de très haute énergie. Il s’agira d’adapter le code au problème des cascades
extragalactiques et de faire des simulations dans différentes configurations.
Directeur de stage
Nom : ATTEIA
Prénom : Jean-Luc
Laboratoire : IRAP
Un regard critique sur la standardisation des sursauts gamma
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
La mesure de la géométrie de l'univers et de son évolution constituent depuis longtemps des axes
de recherche privilégiés de la cosmologie. Ces domaines ont progressé récemment grâce à des
mesures extrêmement précises des fluctuations du fond diffus cosmologique, à l'observation de la
croissance des grandes structures comme les amas de galaxies et à l'utilisation des supernovae
de type Ia (SN Ia) comme "chandelles standards". Ces observables combinées ont permis des
mesures très précises des paramètres cosmologiques et surtout la découverte majeure que
l'expansion l'univers est actuellement dans une phase d'accélération. La mesure précise de la
luminosité des supernovae a constitué un élément clé dans cette découverte. Ces mesures ont pu
être obtenues grâce aux progrès instrumentaux et à une opération délicate de "standardisation"
qui permet de déterminer précisément la luminosité des supernovae observées, à partir de leurs
propriétés temporelles et spectrales.
Les sursauts gamma constituent un autre type de sonde cosmologique que leur luminosité
extrême rend visibles à très grande distance. De nombreux travaux ont lieu actuellement pour
tenter de "standardiser" les sursauts gamma de façon comparable aux SN Ia. Ces tentatives ont
eu un succès limité, avec des incertitudes qui restent très supérieures à celles atteintes pour les
SN Ia. Le travail proposé consistera à comparer différents estimateurs de luminosité proposés
pour les sursauts gamma pour évaluer leur fiabilité. Ce travail de traitement et d'interprétation
des données conduira à une discussion plus générale sur les limitations présentes des estimateurs
de luminosité et sur la possibilité pour les sursauts gamma de devenir un jour des chandelles
standard.
Le stage se déroulera à l'IRAP dans le groupe GAHEC. L'étudiant travaillera sur les observations de
sursauts gamma obtenues par les satellites Swift, Fermi et KONUS. Un sujet de thèse sera aussi
proposé sur la problématique plus générale de l'étude des contraintes combinées apportées par
les sursauts gamma et les autres sondes cosmologiques (fluctuations du fond cosmologique et
croissance des grandes structures).
Directeur de stage
Nom : DEMYK
Prénom : Karine
Laboratoire : IRAP
Influence du fer sur les propriétés optiques de la poussière : de l’absorption
dans le proche infrarouge à l’émission dans le domaine millimétrique.
Thème scientifique
Méthodologie
Instrumentation - expérimentation
Résumé:
Context : Bien que minoritaires (1% en masse), les grains de poussière jouent un rôle fondamental
dans l’évolution du MIS et dans le processus de formation stellaire (chauffage du gaz par effet
photoélectrique, formation de molécules à leur surface…). Parmi les éléments qui composent les
grains réfractaires de taille submicronique (Si, O, Mg, Fe, Al, Ca, Ti…) le fer tient une place
particulière puisque, bien que la quasi totalité du fer soit sous forme solide, la façon dont il est
incorporé à la poussière n’est pas connue (oxydes, fer métallique, dans le réseau chimique des
silicates). La poussière silicatée est observée aussi bien en émission dans le domaine de
l’infrarouge lointain et du submillimétrique (FIR /submm, 100 µm et plus) dans les nuages froids
où vont se former les étoiles qu’en absorption/émission dans le moyen infrarouge (MIR, 4-50 µm)
autour des étoiles et dans les disques protoplanétaires. Le domaine de l’infrarouge proche (NIR, 14µm) est également particulièrement intéressant pour la poussière riche en fer car celui-ci y
absorbe efficacement.
Contenu : Ce stage propose d’étudier l’incorporation du fer dans la poussière (i) d’une part à
travers la caractérisation des propriétés optiques d’analogues de la poussière contenant du fer
sous des formes variées dans une large gamme spectrale (1-1500 µm) et à des températures
comparables à celle du milieu interstellaire (10 K) par spectroscopie infrarouge et (ii) d’autre part
à travers la comparaison des données expérimentales avec les observations (archives ISO, Spitzer
dans le MIR, données Herschel acquises au sein du groupe "Milieu Interstellaire, Cycle de la
Matière et Astrochimie" dans le FIR/submm). Ce travail, dont les résultats sont essentiels pour
l’interprétation des données Herschel/Planck, pourra se poursuivre dans le cadre d’une thèse.
Méthodes : spectroscopie à Transformé de Fourier sur le dispositif ESPOIRS, traitement des
données expérimentales sous IDL.
Directeur de stage
Nom : HAYES
Prénom : Matthew
Laboratoire : IRAP
Kinematics and winds in local extreme star-bursting galaxies
Thème scientifique
Physique stellaire, Milieu interstellaire, Physique des galaxies, Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
My team has recently been awarded substantial time (>50 orbits) with the Hubble Space Telescope (HST)
to study a sample of extreme starburst galaxies in the local universe. The sample – the Lyman-alpha
Reference Sample – includes galaxies similar to those discovered in surveys of the early universe, when
cosmic reionization was ongoing, the galaxy assembly process was active, and the bulk of stellar mass was
being built up. The major advantage of studying galaxies in the *nearby* universe is that we can study
them in amazing detail. Historical examples here :
http://obswww.unige.ch/people/matthew.hayes/LymanAlpha/Pilot6/
The observations focus on the Lyman-alpha emission line in the far ultraviolet, with the Cosmic Origins
Spectrograph on HST. Ly-alpha is without doubt the most vital spectral feature in the identification and
study of the most distant galaxies. However, little is known about the physical properties of star-forming
galaxies that regulate and determine the emission of Ly-alpha – hence the large-scale programme with
Hubble. In this project the student will study the effects of kinetic feedback from massive stars and the
properties of the stars themselves,
all using state-of-the-art data, with an active, high-impact, international collaboration.
Astrophysical themes include, relevance to high-redshift galaxy surveys and galaxy populations, ISM
kinematics and stellar feedback, cosmic reionization, stellar populations and modeling, methods of
spectroscopic data processing and analysis.
At the very minimum, the student will be involved in:
1. the processing and basic reduction/testing/checking of HST spectroscopic data [dedicated HST
software].
2. the measurement of absorption and emission lines in the far ultraviolet, and optical emission features (in
SDSS) [IRAF]
3. determination of the kinematic properties/wind velocities of interstellar gas
4. stellar population modeling, and estimating the properties of the young, massive stars.
And may extend to (with arbitrary complexity):
5. Lyman-alpha radiation transport modeling
Directeur de stage
Nom : WEBB
Prénom : Natalie
Laboratoire : IRAP
Vers l'équation d'état des étoiles à neutrons
Thème scientifique
Objets compacts
Méthodologie
Résumé:
Les étoiles à neutrons sont parmi les objets les plus extrêmes de l'Univers. Avec des masses de
l'ordre de 1,4 masse solaire et des rayons de l'ordre de 10 km, ces étoiles compactes présentent
des densités parfois supérieures à celle de la matière nucléaire. Différents modèles prédisent que
la matière à l'intérieur de ces étoiles est composée de particules exotiques comme les pions,
kaons ou les quarks étranges. Afin de différencier ces modèles, il est essentiel de déterminer
simultanément la masse et le rayon des étoiles à neutrons. La masse a déjà été déterminée pour
un grand nombre d'étoiles à neutrons et, dans quelques cas, de manière très précise. Cependant,
peu de ces objets possèdent actuellement une contrainte simultanée sur la masse ET sur le rayon.
Dans le cas de certaines étoiles à neutrons pour lesquelles la période de rotation est de l'ordre de
la milliseconde, les profils d'émission semblent être produits par l'émission thermique provenant
des pôles magnétiques modulée par la rotation. Il est possible, pour ce type d'objet, de
déterminer le rayon lorsque la masse est connue grâce à la modélisation de ces profils d'émission.
Nous possédons actuellement un code en langage IDL (Interactive Data Language) qui permet de
reproduire l'émission provenant de deux tâches ponctuelles correspondant aux calottes polaires à
la surface d'une étoile à neutrons en rotation. Les effets liés à l'applatissement de l'étoile induit
par la rotation décrits par Morsink et al. (2007) on été ajoutés. L'influence de la présence d'une
atmosphère d'hydrogène autour de l'étoile sur la valeur du flux en énergieest
calculée grâce à un modèle d'atmosphère décrit par Zavlin et al. (1996). Ce code permet déjà de
mettre des contraintes sur le rayon d'une étoile à neutrons du type décrit ci-dessus. Cependant,
plusieurs améliorations doivent encore être apportées. Ces améliorations portent principalement
sur la prise en compte de tâches étendues présentant un profil de température, puisque le modèle
actuel ne décrit que des tâches ponctuelles. Après cette première étape, il sera nécessaire de
travailler sur la convolution des profils modélisés avec la réponse instrumentale de l'observatoire
utilisé. Un travail sur l'allègement du code afin de le rendre rapide devra également être fait. A
terme, ce code pourra être utilisé afin de contraindre la nature de la matière dense qui compose
les étoiles à neutrons.
Directeur de stage
Nom : GASNAULT
Prénom : Olivier
Laboratoire : IRAP
Profil de composition avec ChemCam
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Observations - traitement de données, Instrumentation - expérimentation
Résumé:
L’ambitieux Rover Curiosity va explorer le cratère Gale sur Mars à partir d’août 2012. En étudiant
la géologie du site avec 10 instruments, cette mission pourra déterminer l’habitabilité de la
planète au cours de son histoire. L’IRAP partage la responsabilité scientifique de l’instrument
ChemCam avec le Los Alamos National Laboratory, en collaboration en France avec le CNES et 11
autres laboratoires de recherche. ChemCam analysera par spectrométrie la lumière d’un plasma
issu de tirs laser sur les roches situées entre 2 et 7 mètres autour du rover.
Une fonctionnalité consiste à effectuer des tirs laser répétés jusqu’à obtenir un profil de
composition de la roche étudiée sur quelques centaines de microns. Ce mode de mesure sera
utilisé sur les échantillons les plus intéressants avec l’espoir de distinguer la couche d’altération
superficielle de la roche mère. Les roches peuvent aussi être hétérogènes et montrer des
variations de composition entre les différentes séries de tirs.
En utilisant, une copie de l’instrument en laboratoire, et nos outils d’analyse des données, nous
proposons au stagiaire de mieux calibrer cette fonction « depth profile » de ChemCam. Les
premières expériences montrent que l’on creuse d’un quart de micron par tir et que l’on peut
distinguer des couches de composition très différentes. Il reste à effectuer ces mesures avec des
vernis d’altération de différentes épaisseurs ou en utilisant des cibles synthétiques. L’objectif est
d’une part de comprendre les processus physiques en jeu et d’autre part d’étudier la
contamination du signal lors de la transition entre deux couches. A la fin du stage, nous voudrions
développer une stratégie d’observation spécifique à ChemCam et à Mars. Le stagiaire pourra
participer à la fabrication de cibles, aux mesures en laboratoire, puis à l’analyse des données. Il
travaillera avec l’ensemble de l’équipe ChemCam à Toulouse et éventuellement avec nos
collègues américains.
Directeur de stage
Nom : HAYES
Prénom : Matthew
Laboratoire : IRAP
Ionizing galaxies in the early universe.
Thème scientifique
Physique des galaxies, Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
My team is studying actively star-forming galaxies at redshift 2.4, when the Universe was just 20%
its current age, and the rate of cosmic star-formation was near its peak. We focus on galaxies with
strong nebular emission lines, indicative of active star-formation, as they provide a (nearly) direct
measurement of the instantaneous rate of star-formation and ionizing power. The first paper in
this study was published in Nature, with a press-release here:
http://www.eso.org/public/news/eso1013/
The proposed project will extend these studies, targeting a survey volume that is 20 times larger,
and expects to find around 100 galaxies. Imaging data have already been obtained from the
Canada-France-Hawaii Telescope, targeting the H-alpha emission line, the canonical tracer of starformation. The student will first finalize the data-reduction steps, perform source detection and
photometry, and identify/select potential redshift 2 star-forming galaxies. The student will then
identify these candidate galaxies in state-of-the-art imaging data from the Hubble Space
Telescope (from CANDELS – the largest Hubble programme in history – and GOODS-North imaging,
including Spitzer) and confirm/reject their redshifts by multi-colour analysis. We will search for
Active Galactic Nuclei with data from the Chandra X-ray observatory (also stacking). The student
will determine the galaxies' dust contents, evolutionary stage, etc. by population synthesis
modeling, and estimate the intrinsic production of extreme ultraviolet ionizing photons.
Most importantly, the CANDELS HST programme will provide deep imaging data at wavelengths
that directly sample the extreme ultraviolet. These data will strongly constrain the output of
ionizing photons from the galaxies found in this survey, marking the first this study has been done
on H-alpha selected galaxies.
Astrophysical themes include high-redshift galaxy surveys, emission lines, cosmic reionization,
imaging data reduction, methods, photometry, catalogues, HST deep fields, CANDELS, stellar
populations...
Directeur de stage
Nom : JOURDAIN
Prénom : Elisabeth
Laboratoire : IRAP
Polarisation des emissions X/gamma
Thème scientifique
plasma astrophysique
Méthodologie
Simulations numériques
Résumé:
L'étude des émissions haute énergie (X durs / gamma) de notre Galaxie apporte des informations
uniques sur les mécanismes de transfert de rayonnement sous-jacents dans ces régions, sources
de phénomènes parmi les plus énergétiques de l'univers.
Pour cela, nous disposons des données issues de l'observatoire INTEGRAL de l'ESA, lancé en
Octobre 2002. En particulier, le spectromètre SPI, qui fonctionne de 20 keV à 8 MeV, permet
d'obtenir des résultats d'une qualité inégalée à ce jour. Nous disposons d'une masse très
importante de données, que ce soit sur des sources individuelles ou des émissions plus étendues
dans notre Galaxie.
De façon plus précise, nous nous intéresserons durant ce stage à un aspect très mal connu dans
notre gamme d’énergie: la polarisation de l’émission. En effet, le plan de détection de SPI étant
constitué de 19 cristaux de Germanium indépendants, certains photons vont interagir avec deux
ou plus, par interaction Compton, nous donnant accès à l’information concernant leur polarisation.
Cet axe est particulièrement prometteur car c’est une mesure qui est difficile à réaliser dans le
domaine des hautes énergies. Or elle offre un diagnostic indépendant sur la nature de l’émission
et/ou les paramètres macroscopiques de la source. Une mesure inédite sur le pulsar du Crabe a
été récemment publiée, à partir des données SPI, confirmée par IBIS (également à bord de la
plateforme INTEGRAL).
Le sujet du stage portera sur les aspects théoriques de ce phénomène:
Comment se traduit la polarisation :
d’une part au niveau des interactions entre particules au niveau de l’émission (impact sur les
sections efficaces, les énergies finales ou angles de diffusion par exemple, pour différents
processus)
d’autre part au niveau de la détection des photons par les cristaux de germanium.
L'instrument SPI (20 keV – 8 MeV) a été développé au CESR et ce travail se déroulera au sein d'un
groupe de personnes très impliquées dans l'analyse et l'interprétation des données de SPI. Les
programmes pour l'analyse de données existent déjà mais le développement d’outils spécifiques
pourra être nécessaire, en particulier pour la partie portant sur l’étude des mécanismes
d’émission.
Directeur de stage
Nom : ROQUES
Prénom : Jean-Pierre
Laboratoire : IRAP
Etude spectro-temporelle fine des emissions X/gamma
Thème scientifique
Plasma astrophysique
Méthodologie
Résumé:
Le stage proposé est basé sur les observations du spectromètre SPI à bord de la mission
INTEGRAL.
Il s'agit d'exploiter les données sur des échelles de temps inférieures à celles permises par le
traitement d’analyse standard (30-40 mn). On recherchera typiquement des phénomènes de
l’ordre de quelques minutes.
Le domaine en énergie (20 keV - 8 MeV) est jusqu'à présent très pauvre en analyses spectrotemporelles fines, alors que de nombreux résultats peuvent en être déduits sur les processus
physiques responsables de la variabilité des émissions. Celles-ci sont liées à des plasmas chauds,
présents dans les régions proches d’un objet compact par exemple. Selon les paramètres du
milieu émetteur, les émissions peuvent être extrêmement variables ou beaucoup plus stables.
L’étude de ces variations permet d’accéder aux caractéristiques du plasma et à leur évolution. Les
informations ainsi obtenues apportent des contraintes sur la taille des régions d’émission mais
aussi sur les mécanismes en jeu et les relations entre les différentes populations de particules
(thermiques/ non-thermiques, par exemple). Alors que des variations spectrales importantes sur
des échelles du jour ou de quelques heures sont maintenant bien connues, il est important
d’extraire le maximum d’information des données disponibles pour mieux comprendre comment
ces plasmas émettent des photons à de telles énergies.
L'instrument SPI (20 keV – 8 MeV) a été développé au CESR et ce travail se déroulera au sein d'un
groupe de personnes très impliquées dans l'analyse et l'interprétation des données de SPI.
Des codes d'analyse de données sont déjà disponibles dans l'équipe d'accueil mais des
développements supplémentaires sont probables (fortran ou IDL).
Directeur de stage
Nom : BLANCHARD
Prénom : Alain
Laboratoire : IRAP
Structure de la distribution du gaz dans les amas de galaxies
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
La distribution du gaz dans les ams de galaxies est encore mal connue.
En effet les obsrvatiosn X permettent de bien contrainrde cette distribution dans les parties
centrales, mais l'eesentiel de la masse, et donc de la masse de gaz se situe dans les parties
extérieures. Or le signal Sunyaev Zeldovich (SZ)
des amas est la source principale de fluctuations du fond cosmologique aux faibles échelles
angulaires.
L'objet du stage sera d'utiliser un échantillon aussi complet que possible pour étudier la
distribution du gaz telle que la révèle données X pour examiner la dépendance de la masse de gaz
avec le rayon selon la température et le redshift. Cette distribution sera utilisée pour modéliser le
profil SZ qui sera compar aux différentes distributions récemment proposées pour modéliser la
distributiones amas. Il sera necessaire de se familiariser avec le language IDL.
Directeur de stage
Nom : BLANCHARD
Prénom : Alain
Laboratoire : IRAP
Contrainte sur l'évolution des SNIa
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
Les supernovae de type Ia sont un outil important en cosmologie. Utilisées comme "chandelles
standard" elle permettent de construire le diagramme de Hubble jusqu'à des redshift > 1 et
mettent ainsi en évidece l'accélération de l'expansion de l'univers. Toutesfois un effet d'évolution
pourrait altérer les contraintes que l'on déduit de ces observations. Un évolution intrinsèque de la
luminsité est impossible à identifier, mais une évolution de la couleur des supernovae reste une
éventualité. Les données actuelles des supernovae permettent d'examiner
une éventuelle évolution de la couleur, mais pour cela il est nécessaire de prendre en compte les
effets de sélection sur les échantillons dont on dispose. Le stage consistera à examiner le degré
d'évoution possible au vu des données actuelles et des effets de sélection connus. La maitrise
d'un langage informatique est necessaire. L'utilsation d'IDL sera un plus.
Directeur de stage
Nom : Bonometti
Prénom : Thomas
e-mail : [email protected], [email protected]
Laboratoire : IMFT, Institut de Mécanique des Fluides de Toulouse
Lieu du stage : TOULOUSE
Simulation numérique de l’échange de fluides visqueux superposés en
configuration instable dans une cheminée magmatique
Thème scientifique
Géophysique, Mécanique des fluides
Méthodologie
Résumé:
Objectifs du stage :
Lorsqu'un fluide lourd est superposé à un fluide léger, l'effet de la gravité se traduit par une
instabilité dite de Rayleigh-Taylor qui tend à amener le premier en-dessous du second. Cette
instabilité a été très étudiée dans les régimes dominés par l'inertie et en l'absence de
confinement latéral. On s'intéresse au contraire ici au cas où les effets visqueux sont dominants et
où les fluides sont confinés à l'intérieur d'un tube cylindrique vertical. Cette situation est
notamment rencontrée dans les cheminées magmatiques des volcans. Des résultats
expérimentaux récents montrent qu'il est difficile de prédire la configuration finale des fluides
dans ce type d’écoulement car la forme de la perturbation initiale de l’interface séparant les deux
fluides (côte-à-côte, annulaire, asymétrique) semble jouer un rôle déterminant dans la sélection
de la configuration qui se développe ensuite.
Programme de recherche :
A l'aide du code JADIM développé à l'IMFT, on mettra en œuvre une campagne de simulations
numériques directes pour différents types de perturbation de l’interface initiale (dont on fera
varier la forme et l'amplitude) et différents rapports de propriétés (densité, viscosité) des fluides.
Les configurations d'écoulement obtenues seront ensuite comparées avec les quelques
prédictions théoriques et résultats expérimentaux présents dans la littérature (Kerswell J. Fluid
Mech. 682, 2011 ; Beckett et al. J. Fluid Mech. 682, 2011).
Directeur de stage
Nom : Ceolato
Prénom : Romain
Laboratoire : ONERA
Lieu du stage : Toulouse
Adaptation de modèles physiques pour la diffusion hyperspectrale polarisée
Thème scientifique
Optique
Méthodologie
Résumé:
CONTEXTE :
Dans le domaine de l’aéronautique, l’étude des milieux diffusants tels que les peintures ou les
milieux optiquement opaques nécessite de bonnes connaissances sur leurs propriétés
microphysiques ou optiques. L’unité IODI (Interaction Onde-matière et système laser pour la
Détection directe et l’Imagerie) dispose d’outils numériques pour modéliser la diffusion angulaire
de la lumière laser par un milieu à partir de leurs caractéristiques (codes MC3D, Metropol…). Les
réflectances mesurées sont introduites dans des modèles numériques pour simuler la réponse
d’une scène à un éclairement (applications en imagerie laser et en imagerie hyperspectrale…).
Ces modèles sont validés sur des bancs de mesures disponibles à l'Onera (laboratoire Melopee).
TRAVAIL DEMANDÉ :
L’objectif du stage est d'étendre au domaine hyperspectral polarisé nos outils numériques basés
sur des comportements physiques de la diffusion angulaire. Des modèles physiques intégrés au
code Lisma (Light Scattering of Materials for Active imaging) sont disponibles au sein de notre
unité. Ils permettent de simuler la diffusion angulaire de différents types de matériaux (matériaux
de références, dépôts de peinture, matériaux urbains…) pour plusieurs longueurs d'onde.
L'étudiant généralisera ces modèles multispectraux à des données hyperspectrales et polarisées.
Ces résultats seront comparés avec les données hyperspectrales polarisées acquises sur les
moyens expérimentaux du département (ex. laboratoire Melopee). Le candidat s'attachera
également à identifier les domaines de validité des modèles en vue d'applications spécifiques
telles que l'imagerie active ou l'imagerie hyperspectrale.
Directeur de stage
Nom : Rivière
Prénom : Nicolas
Laboratoire : ONERA
Imagerie laser en condition de visibilité dégradée
Thème scientifique
optique, imagerie LASER
Méthodologie
Résumé:
devient de plus en plus courante dans les domaines du guidage, de la navigation en
aéronautique / automobile, de la robotique ou de la surveillance. Cette méthode est bien adaptée
pour les tâches de perception comme la modélisation de terrain, la détection d'obstacle ou la
reconnaissance automatique de cibles car elle permet une mesure à forte résolution spatiale.
Cette technique peut aussi s'avérer un moyen intéressant comparativement aux autres approches
optroniques passives (camera visible, IR) dans des conditions de visibilité dégradée telles que la
pluie ou le brouillard. Pour l'évaluation de performance de ce type de senseurs, l’unité IODI
(Interaction Onde-matière et système laser pour la Détection directe et l’Imagerie) développe des
chaînes de modélisation de systèmes d'imagerie laser observant une scène 3D.
TRAVAIL DEMANDÉ : Le candidat participera à une étude expérimentale d'imagerie laser en
conditions dégradées. Celle-ci consiste en l'observation d'objets à l’aide d'imageurs laser
disponibles dans notre département. Des essais seront réalisés dans des chambres à brouillard
avec des visibilités faibles liées à des phénomènes naturels (pluies, brouillard) ou artificiels
(fumée). Ces milieux seront complètement caractérisés optiquement. A l'aide des outils
numériques (type Monte Carlo) disponibles à l’Onera, le candidat évaluera dans des conditions
dégradées les phénomènes physiques impactant sur l'image laser : transmission, diffusion
multiple ou dépolarisation. Il recherchera des modèles simplifiés susceptibles d'être pris en
compte dans la chaîne de modélisation d'un système imageur laser et testera leurs domaines
d'applicabilité.
Directeur de stage
Nom : Majet
Prénom : Vincent
e-mail : [email protected], [email protected]
Laboratoire : ONERA
Modélisation de la variabilité du processus de diffusion radiale au sein des
ceintures de radiation terrestres
Thème scientifique
Plasmas planétaires
Méthodologie
Résumé:
Sujet : Les ceintures de radiation terrestres constituent un environnement radiatif naturel très
dynamique, hostile à la plupart des satellites artificiels, et dont la modélisation physique demeure
aujourd’hui encore incomplète. Tenter d’appréhender les nombreux phénomènes qui régissent
cette zone représente donc un enjeu économique et scientifique primordial.
Le processus physique de diffusion radiale en particulier, dans la mesure où il constitue le coeur
même de la dynamique des ceintures de radiation, représente un thème de recherche actif. Sa
modélisation est indispensable pour une description précise du comportement dynamique des
ceintures.
L’objectif de ce stage est de mettre en oeuvre une toute nouvelle approche de la modélisation du
phénomène de diffusion radiale et d’étudier sa variabilité.
Une approche cinétique innovante permettant de déduire la diffusion radiale à partir de modèles
de champ magnétique terrestre a récemment été mise en place à l’ONERA-DESP. Dans un premier
temps, l’idée est d’appliquer cette approche à des modèles de champ magnétique dynamiques de
type Tsyganenko 2003 dépendant des caractéristiques réelles du vent solaire. Des coefficients de
diffusion radiale dynamiques pourront ainsi être obtenus. Une analyse statistique sera alors
menée sur la variabilité de ces coefficients. Ceci permettra d’apporter un point de vue original et
complémentaire aux méthodes actuelles d’étude de la diffusion radiale.
Disposant également du code Salammbô de restitution de la dynamique des ceintures de
radiation, on s’attachera dans un second temps à piloter à partir des caractéristiques du vent
solaire via les coefficients de diffusion radiale calculés durant le stage. Des simulations seront
enfin menées pour analyser les apports de cette évolution du code.
Directeur de stage
Nom : BOSCHER
Prénom : Daniel
Laboratoire : ONERA
Lieu du stage : TOULOUSE
Modélisation climatique de l’exosphère de la Terre
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Résumé:
Si l’atmosphère et la thermosphère de la Terre sont assez bien connues, du point de vue de leurs
caractéristiques physiques (densité, composition, température), leur extension au-delà de 600km,
l’exosphère, l’est beaucoup moins. Etant donné que la densité y est faible, elle est difficile à
mesurer. D’autre part elle s’étend très loin, couvrant donc une région énorme (les satellites à
l’orbite géostationnaire subissent encore ses effets). Enfin, des modélisations ont montré qu’elle
varie avec la saison et avec le cycle solaire. Or la connaissance de cette exosphère est importante
pour deux types d’applications : l’interaction qu’elle a avec les autres populations qui cohabitent
dans la même région (plasma, ceintures de radiation), et le traitement de mesures de caméras à
atomes neutres (sur les satellites scientifiques).
On propose dans ce stage de développer un modèle d’exosphère, basé sur les travaux de R.
Hodges, qui a utilisé une méthode de Monte-Carlo pour en déduire les densités d’hydrogène dans
l’exosphère en fonction de la saison et de l’indice d’activité solaire F10.7. On étudiera l’influence
des différents paramètres, l’extension possible à d’autres espèces et on en déduira les
améliorations possibles de ce modèle. Ce stage s’effectuera à l’ONERA, dans le département
d’environnement spatial, sous la direction de D. Boscher, en collaboration avec D. Mimoun (ISAE)
et P. Garnier (IRAP).

M2R ASEP - Stages - Observatoire Midi

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Communiqué de presse - Université Toulouse III

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