Sujet de STAGE (2012-2013) - Laboratoire d`Astrophysique de

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Sujet de STAGE (2012-2013)
Ecole Doctorale « Physique et Sciences de la Matière »
Aix-Marseille Université
Titre :
Couplage solide/gaz dans les disques protoplanétaires
Mots-clefs : Formation Planétaire – Ecoulements Diphasiques – Milieux granulaires
Nom et coordonnées du proposant : Pierre Barge – LAM/OAMP
Adresse : équipe "Système Solaire et Formation Planétaire"
LAM/OAMP – UMR6110 – Pôle de Château Gombert
38 rue F. Joliot-Curie - 13388 – Marseille – cedex 13
Contact : Tel: 04 91 05 59 84 - Fax : +33491661862 - E-mail : [email protected]
Co-encadrement : Elisabeth Guazelli - Groupe Ecoulement de Particules"
IUSTI, Polytech Marseille – 5 rue Enrico Fermi - 13453 - Marseille - cedex 13
Laboratoire
d’Astrophysique de
Marseille (UMR-6110)
Technopôle de Château-Gombert
38, rue F. Joliot-Curie
13388 – MARSEILLE Cedex 13
www.oamp.fr
Résumé du stage :
Le travail proposé a pour cadre la nébuleuse protoplanétaire avant le découplage
solide/gaz , à une époque où le matériau solide est encore sous forme de particules de
tailles diverse en suspension dans le gaz. Il s’inscrit dans un projet visant à explorer la
phase de formation des planétésimaux en utilisant une approche numérique. Le code
utilisé est fondé sur la méthode des volumes finis ; il a été spécifiquement développé et
optimisé pour l'étude des disques protoplanétaires. Ce code permet de simuler
l’écoulement du gaz en respectant au mieux les effets non-linéaires liés à sa
compressibilité, mais aussi l'évolution d'une composante de particules solides
considérée comme un second fluide sans pression. Il permet d'étudier diverses
instabilités, notamment celles qui conduisent à la formation de structures
tourbillonnaires qui ont tendance à capter et à confiner le matériau solide présent dans
la nébuleuse. Dans ce type d’approche, le couplage aérodynamique gaz/particules est
généralement modélisé de façon simple en distinguant deux régimes de friction
différents: le régime de Stokes pour les grosses particules et le régime d'Epstein pour
les particules de taille inférieure au libre parcours des molécules de gaz. Nous
proposons dans ce stage (i) de revisiter les approximations faites pour exprimer le
couplage gaz/particules et (ii) d’estimer l’importance des effets négligés (effets collectifs
et de sillage, …) dans les mécanismes de sédimentation vers le plan équatorial du
disque et de migration vers l’étoile. Le but de ce travail est de trouver une formulation
plus réaliste des effets de friction que celle utilisée jusqu'à présent. On pourra se servir
pour tester les différents cas du code numérique existant. Cette nouvelle formulation
permettra ensuite de mieux comprendre comment la composante solide des disques
protoplanétaires parvient à se découpler du gaz pour former les premiers corps
solides, briques des planétoïdes primordiaux (les planétésimaux).
Titre : Analyse in-situ du noyau des comètes 103P/Hartley 2 et
9P/Tempel 1
Mots-clefs : Système solaire, comète, mission spatiale EPOXI et Stardust-NExT
Nom et coordonnées du proposant : Olivier Groussin
Adresse : Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, 38 rue Frédéric Joliot-Curie,
13388 Marseille Cedex 13 – Tél : 04 91 05 69 72 – Email : [email protected]
Résumé du stage :
Laboratoire
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La compréhension de la formation et de l’évolution des systèmes planétaires, dont
le Système Solaire, est un des grands enjeux scientifiques actuels. Les noyaux
cométaires, formés dans un environnement froid, loin du Soleil, sont d’excellents
traceurs de ces processus de formation et d'évolution, ce qui rend leur étude
particulièrement intéressante. Malheureusement, les noyaux cométaires sont
difficiles à observer depuis la Terre à cause de la coma qui les entoure et qui les
masque. Les observations in-situ sont donc le meilleur moyen d'étudier ces objets
en détail, mais ces observations sont en nombre très limité. Aujourd'hui, seuls cinq
noyaux cométaires ont été observés par des sondes spatiales: 1P/Halley en 1986,
19P/Borrelly en 2001, 81P/Wild 2 en 2004, 9P/Tempel 1 en 2005 et 2011, et
103P/Hartley 2 en 2010.
L'objectif de ce stage est l'étude in-situ de deux noyaux cométaires, celui des
comètes 103P/Hartley 2 (mission EPOXI) et 9P/Tempel 1 (mission Deep Impact et
Stardust-NExT). L'analyse des données d'imagerie visible et de spectroscopie
infrarouge (1-5 μm) permettra d'aborder de nombreux aspects des sciences
cométaires, comme les propriétés photométriques et thermiques, la géologie de
surface, ou encore les processus d'activité (poussière et gaz). L'accent sera mis sur
les études comparatives entre les différents noyaux cométaires observés in-situ,
mais aussi pour la première fois, entre un même noyau (9P/Tempel 1) observé insitu à deux instants différents (2005 et 2011).
L'utilisation de données uniques et récentes ainsi que leur exploitation scientifique,
au sein d'une équipe internationale de premier plan, constituent les aspects
particulièrement valorisants de ce stage. Sous réserve de l'obtention d'une bourse,
ce stage pourra se prolonger en thèse.
Titre : Étude géologique de l'astéroïde Lutetia dans le cadre de la mission
Rosetta
Mots-clefs : Système solaire, astéroïde, mission spatiale Rosetta
Nom et coordonnées du proposant : Julien Gargani (IDES), Sylvain
Bouley (IMCCE), Olivier Groussin (LAM)
Résumé du stage : L'étude géologique des petits corps du Système Solaire est
une science nouvelle qui se développe progressivement depuis que les missions
spatiales ont permis d'obtenir des images à haute résolution de leur surface. Au
cours de la dernière décennie, plus de dix noyaux cométaires et astéroïdes ont
ainsi été visités par des sondes spatiales. Le récent survol des astéroïdes Steins
(septembre 2008) et Lutetia (juillet 2010) par la sonde européenne Rosetta en est
une belle illustration. Les images font apparaître de nombreuses structures très
variées : cratères, dépressions, failles, champs de débris, sillons, zones lisses,
glissements de terrain,… Du fait des conditions très particulières régnant à la
surface de ces objets : faible gravité, absence d'atmosphère, présence de régolithe,
activité sismique due aux impacts, nous sommes loin de comprendre tous les
Laboratoire processus physiques à l'oeuvre lors de la formation et l'évolution de ces structures.
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L'objectif de ce stage est l'analyse géologique complète et détaillée d'une partie de la
surface de l'astéroïde : cartographie, identification des différentes unités géologiques, et
établissement d'une chronologie des évènements. Pour cela, le stagiaire s'appuiera sur
les images à haute résolution obtenues par les caméras OSIRIS embarquées sur la
sonde Rosetta ainsi que sur les données topographiques et photométriques extraites
de ces images : modèles numériques de terrain (MNT), hauteurs dynamiques, pentes
gravitationnelles, cartes d'albédo. Nous disposons également d'outils de visualisation et
d'analyse de MNT développés au cours de ces dernières années.
En fonction de l'avancement du stage, une étude plus quantitative d'un glissement de
terrain de l'astéroïde Lutetia pourra être menée, à partir d'un modèle numérique, afin
de contraindre les causes et la dynamique du glissement.
L'utilisation de données uniques et récentes ainsi que leur exploitation scientifique
dans le cadre d'une collaboration scientifique regroupant les compétences de trois
laboratoires, l'IDES et l'IMCCE pour la géologie et le LAM pour l'imagerie spatiale et la
modélisation de terrain, constituent les aspects particulièrement valorisants de ce
stage. Sous réserve de l'obtention d'une bourse, ce stage pourra se prolonger en thèse.
Le stage se déroulera au Laboratoire IDES (Interactions et Dynamique des
Environnements de Surface) à l'Université Paris-Sud à Orsay (91). Deux ou trois
missions de quelques jours seront organisées au Laboratoire d'Astrophysique
de Marseille (LAM).
Titre : Origine et évolution de l’astéroïde Steins survolé par la sonde
Rosetta
Mots-clefs : Système Solaire, astéroïdes, mission spatiale Rosetta
Nom et coordonnées du proposant : Philippe LAMY
Résumé du stage :
Le récent survol des astéroïdes Steins (septembre 2008) et Lutetia (juillet 2010)
par la sonde Rosetta a permis d’obtenir une moisson de résultats en particulier
grâce aux images fournies par les caméras OSIRIS. De plus l’association avec les
météorites fournit des contraintes supplémentaires et l’ensemble de ces
informations permet de décrypter l’origine et l’évolution de ces objets. Il est
probable qu’ils ont été formés dans la région des planètes terrestres puis expulsés
dans la ceinture des astéroïdes où ils appartiennent à une petite population dite «
d’intrus ». Ils constituent donc les témoins et les échantillons des planétésimaux qui
ont formés les planètes terrestres. Alors que, Lutétia apparait comme un corps
réellement primitif n’ayant pas subi d’évènement catastrophique depuis son
expulsion dans la ceinture principale, Steins provient probablement d’un corps
Laboratoire parent différencié (approximativement de la même taille que Lutétia) qui aurait été
d’Astrophysique de entièrement détruit par une collision majeure et se serait formé par accumulation
des débris. L’effet Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack aurait alors augmenté
38, rue F. Joliot-Curie sa vitesse de rotation et la force centrifuge induite lui aurait donné sa forme
13388 – MARSEILLE Cedex 13 actuelle de toupie. La décélération menant à sa période actuelle (6 h) résulterait
d’un impact tardif.
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L'objectif de ce stage est d’approfondir les différentes étapes de ce scénario, d’une
part par la chronologie des événements (échelles de temps) et d’autre part, par
une première quantification des processus physiques en jeu (ordres de grandeur
ad-hoc). De fait, il s’agit de valider ce scénario au premier ordre dans la
perspective d’une étude détaillée qui pourra faire l’objet d’une thèse sous réserve
de l'obtention d'une bourse.
Titre : Etude du diamètre solaire et ses variabilités
Mots-clefs : Soleil, vent solaire
Nom et coordonnées du proposant : Philippe LAMY
Résumé du stage :
La détermination du diamètre solaire (actuellement connu avec une précision très
limitée d’environ 0.4 sec d’arc) et la question (très controversée) de son hypothétique
variation en fonction du cycle d’activité, font actuellement l’objet d’un renouveau
d’intérêt. Les petites variations aux échelles de plusieurs cycles d’activité (100 ans et
plus) sont du plus grand intérêt dans le contexte des changements climatiques.
L’expérience spatiale SOHO/MDI, non conçue pour ces mesures, a été exploitée
depuis une douzaine d’années pour tenter d’évaluer ce phénomène. Plus récemment, la
mission « PICARD » du CNES et l’ESA, lancée le 15 juin 2010, se consacre à ces
questions. Le télescope AIA de la mission US « SDO » sera également utilisé dans
l’avenir à cet effet.
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Dans ce contexte, les éclipses totales solaires reprennent tout leur intérêt, d’une part
grâce au développement
d’expériences de photométrie, d’imagerie et de
spectrographie rapides et d’autre part, grâce aux progrès récents de chrono-datation
(GPS) et de cartographie lunaire (relevé altimétrique par la sonde Kaguya) pour utiliser
le phénomène différentiel de transit. Une précision de la détermination du diamètre
solaire de l’ordre de la dizaine de millisecondes d’arc semble maintenant possible (voir
site IOTA www.poyntsource.com/IOTAmanual/index.htm pour la description de la
méthode). La méthode peut de plus être utilisée pour étalonner les mesures spatiales
de PICARD qui souffrent d’effets systématiques.
Lors de l’éclipse du 11 juillet 2010 (et lors de la prochaine éclipse totale de
novembre 2012), l’implantation de douze photomètres en divers points de la zone
de totalité, l’acquisition d’images à haute cadence et de spectres « éclair » ont ainsi
permis d’accumuler un matériel observationnel exceptionnel. L’analyse de ces
données met en jeu des problèmes de synchronisation d’horloges, des aspects
d’astrométrie très pointus, la détermination du relief de la Lune aux points de
contact et la connaissance fine de la stratification de l’atmosphère solaire
(transition photosphère-chromosphère-couronne). Des progrès substantiels ont
été accomplis récemment sur tous ces problèmes qui doivent permettre
d’atteindre la précision espérée. L’objet du stage est d’aborder dans un premier
temps l’analyse des courbes de lumière enregistrées lors de la dernière éclipse par
modélisation du phénomène en tenant compte des apports mentionnés ci-dessus
et par comparaison avec les résultats expérimentaux. Compte tenu du caractère
multi-disciplinaire du travail, le stage sera co-encadré par P. Rocher de l’IMCCE et
P. Lamy du LAM.
Proposition de stage de master 2 :
Les galaxies lointaines vues par Herschel : analyse de leur émission depuis l’UV jusqu’au submm,
contraintes sur la formation stellaire.
Proposant :
Véronique Buat
Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM)
Véronique Buat, LAM, vé[email protected], 04 91 05 69 70
Résumé :
La mesure de l'activité de formation stellaire dans l'ensemble de l'univers et en fonction du temps
est un des objectifs majeurs de la cosmologie observationnelle. Une difficulté majeure réside dans
la mesure elle-même de la formation stellaire.
Les étoiles nouvellement formées émettent une grande partie de leur lumière en ultraviolet. Ce
domaine de longueur d'onde a donc le grand avantage de mesurer la formation stellaire récente et
sans effet de mémoire qui pourrait fausser la mesure. Difficile d'observation dans l'univers local,
l'UV (dans le référentiel des galaxies) est facilement observable a z > 1 depuis le sol du fait de
décalage spectral. Malheureusement l'absorption des photons UV par les poussières interstellaires
empêche l'utilisation quantitative de l'UV pour la mesure du taux de formation stellaire. Cette
absorption est très pénalisante: même dans le cas ou on pourrait corriger les flux UV de cette
atténuation, nous ne sommes pas certains de détecter en UV toutes les galaxies formant des étoiles.
Les poussières ayant absorbé les photons UV réémettent cette énergie en IR (au delà de 5 microns),
l'émission IR des galaxies est ainsi devenue un marqueur très efficace de la formation stellaire dans
les galaxies même si cette mesure est indirecte. Il est donc crucial de combiner des données UV et
IR pour de grands échantillons de galaxies pour quantifier leur formation stellaire. Le satellite
Herschel nous apporte aujourd'hui des relevés très complets et profonds de l'émission IR des
poussières des galaxies jusqu'à des redshifts de l'ordre de 2, que l’on peut coupler à des données
déjà existantes en UV-visible.
L'objet du stage porte sur l'analyse d'échantillons de galaxies depuis z=0 jusqu'à z=1.5 à 2, dans les
champs observés par Herschel dans le cadre des projets HerMES et GOODS-H. Il s'agira d'analyser
la distribution d'énergie des objets de l'UV à l'IR-submm en utilisant le code d'ajustement
CIGALE développé dans l'équipe. Des paramètres physiques comme la masse des galaxies, les
caractéristiques principales de la formation stellaire qu'elles abritent et l'extinction par les
poussières interstellaires seront extraits et leur évolution en fonction du redshift sera analysée.
L’étude sera consacrée à l’analyse astrophysique, les échantillons étant mis à disposition de
l’étudiant ainsi que les outils d’analyse.
Ce stage ouvre potentiellement sur un sujet de thèse
Bibliographie :.
sur le code CIGALE et son utilisation: Noll et al 2009 507, 1793; Giovannoli et al. 2010, A&A
arXiv 1006.5555
sur les premières exploitations des données Herschel couplées à des données UV: Buat et al 2010,
MNRAS 409, L1; Burgarella et al. 2011, ApJ, 734, L12, Buat et al. 2011, A&A 533, 93, A&A
529, 22, Wuyts et al., 2011, ApJ 742, 96, ApJ 738, 106
Titre : Modélisation et contraintes multi-longueurs d'onde sur les
galaxies à discontinuité de Lyman (Lyman break galaxies) à partir des
champs cosmologiques Herschel à 1 < z < 4
Mots-clefs : Galaxies, Cosmologie, Modélisation, Observatoire Spatial Herschel,
Atacama Large Millimeter Telescope, Collaborations internationales (anglais)
Nom et coordonnées du proposant : Denis Burgarella
http://www.oamp.fr/people/burgarella
Adresse : Laboratoire d'Astrophysique de Marseille
38, rue Frédéric Joliot-Curie
13013 Marseille, France
Résumé du stage : Contexte scientifique : Jusqu'au milieu des années 90, notre
connaissance de l'univers à z > 1 était contrainte par le faible nombre de galaxies
détectées. Le télescope spatial Hubble (HST) et les télescopes de la classe des 10m
au sol ont conduit à une explosion dans ce domaine et des milliers de galaxies sont
maintenant identifiées jusqu'à des décalages spectraux z < 10. Le vecteur de cette
croissance des populations de galaxies a été la mise en application de la méthode
de la discontinuité de Lyman qui permet :
i) d'identifier les galaxies à une distance donnée par une sélection en couleur
(Lyman break galaxies = LBGs),
ii) de confirmer leur distance par une méthode plus précise de mesure des
redshifts à partie des grands télescopes au sol.
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Toutefois, cette percée n'a pu être réalisée que dans le visible et nous ne
connaissions quasiment rien des contributions en infrarouge lointain de ces objets
alors même que l'essentiel de la densité de formation stellaire à z > 1 provient de
l'émission IR des poussières chauffées par les photons stellaires. Avec Herschel
(aujourd'hui mais ALMA de l'ESO demain et SPICA/SAFARI de l'ESA aprèsdemain), nous proposons de participer à l'analyse des premières populations de
LBGs détectées en IR (250-500μm) à 1 < z < 4 et à l'adaptation de modèle(s) qui
permette(nt) de comprendre leur formation et évolution dans un contexte
cosmologique (Burgarella et al. 2011, http://arxiv.org/abs/1105.0646).
Poursuite en thèse proposée : OUI
Objectif du stage, travail demandé : La détection d'une centaine de
candidates LBGs à z ~ 3 - 4 et de plusieurs centaines à 1 < z < 2.5 dans le champ
COSMOS est la première étape essentielle (jusqu'alors le nombre total était de 4).
Pour maîtriser la signification et la significativité de cette échantillon, pour en
comprendre les limites et les propriétés et pour "s'approprier" ces objets, il sera
nécessaire d'examiner les images profondes du champ COSMOS à toutes les
longueurs d'onde. Cette partie observationnelle n'est pas toujours évidente car ces
galaxies sont faibles mais, elle permettra une double caractérisation de ces objets
morphologiquement et spectralement.
Nous avons développé des modèles qui reproduisent certaines caractéristiques
(âge, luminosités ultraviolette et infrarouge, masse, etc.) de ces galaxies
nouvellement découvertes. La version initiale de ce modèle était une simple "boîte
fermée" (Figure), c'est-à-dire une évolution en vase clos à laquelle nous avons
ajouté accrétions et éjections de matière selon différentes lois analytiques. Une
comparaison des prédictions des modèles avec les observations, nous permettra,
dans une procédure itérative à améliorer le modèle, à le rendre plus représentatif
au sens physique et cosmologique pour mieux comprendre les observations.
L'objectif de ce travail sera 1) de développer/améliorer les modèles de formation
et d'évolution de galaxies, 2) de placer ces objets dans un modèle d'évolution
général des galaxies entre la formation des galaxies à z > 5-7 (?) et z = 1 et 3)
d'étudier le rôle des interactions/fusions ainsi que celui de trous noirs hypermassifs pour les objets détectées en rayons X.
Méthodes pratiques de travail utilisées durant ce stage (et
éventuellement en thèse) :
 Visualisation des images en utilisant SAOImage/DS9
 Analyses des distributions spectrales d'énergie en utilisant le code CIGALE
 Utilisation du modèle de formation et d'évolution des galaxies, adaptation de
ces modèle aux contraintes observationnelles (formation stellaire UV / IR,
accrétion et éjection de matière de et vers l'IGM).
 Construction de graphiques diagnostics en utilisant le logiciel TOPCAT ou autre
Compétences que l'étudiant pourra acquérir en cours de stage:
 Analyse critique de détections à partir d'images spatiales en infrarouge lointain
et sub-mm
 Utilisation d'un modèle de distributions spectrales d'énergie et comparaison
avec données observées par méthode Bayesienne et Chaînes de Markov Monte
Carlo (http://cigale.oamp.fr)
Titre : Mapping the Mass Distribution in Galaxy Clusters using Strong
Gravitational Lensing
Mots-clefs : cosmology – large scale structures – galaxy clusters – gravitational
lensing
Nom et coordonnées du proposant : Marceau Limousin
Adresse : LAM – 38 rue Frederic Joliot Curie – 13388 Marseille Cedex 13
Résumé du stage :
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Gravitational lensing is well recognized in observational cosmology as a
powerfull
tool to map mass distributions on a wide range of scales, from individual
galaxies to massive galaxy clusters.
In the strong lensing regime, multiple images of the same background
source
are observed, and these observations provide constraints on the mass
distribution
of the deflector.
I propose to map the mass distribution of a sample of galaxy clusters
oberved with the Hubble Space Telescope.
These clusters exhibit strong lensing features that will be identified and
then used as constraints to reconstruct the mass distribution in a
parametric fashion, using a numerical tool developped at LAM
(Lenstool).
Titre : Unveiling the nature of the Gamma-Ray Burst host
galaxies
Mots-clefs : Cosmologie, galaxie, sursaut-gamma
Nom et coordonnées du proposant : BASA Stéphane
Adresse : Laboratoire d’Astrophysique de Marseille
[email protected]
Résumé du stage :
Gamma Ray Bursts (GRBs), the most powerful explosions since the formation of our
Universe, are unique cosmic events. Lasting from a few milliseconds to several minutes,
they shine hundreds of times brighter than a typical supernova, the ultimate end of a
massive star, and about a million trillion times as bright as the Sun. They are detectable
roughly once per day from wholly random directions of the sky.
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It is now generally accepted that the GRBs are induced by the core collapse of massive
stars or the merging of two compact objects (neutron star, black hole, ...). Due to the
extreme luminosity of their multi-wavelength emissions, they are now considered as
one of the best ways to probe the dawn of the Universe. The tremendous luminosity
of both the prompt gamma-ray emission, and the X-ray and optical afterglows indicates
that GRBs should be visible with present-day technology, such as Swift and Fermi
satellites, out to a large distances, when the universe was only a few hundreds million
years old (redshift z > 10). Furthermore, because the X-ray flux does not depend
strongly on the line-of-sight column density, its high-energy detection is also not
affected by dust extinction, which is known to be particularly significant in distant
galaxies.
In the difficult quest to detect the first galaxies, GRBs offer a unique opportunity to
localize galaxies independently of their luminosities, and thus to single out a population
that is a potentially powerful probe of galaxy formation and evolution. The present
low-redshift observations lead to a typical GRB host galaxy with low luminosity, low
metallicity and active star-formation. Their morphologies are also very diverse:
irregulars, spheroids, spirals and mergers. All these conclusions lead to a typical GRB
host which is in some regards similar to a LMC-like galaxy with a Star Formation Rate
(SFR) which is 5 times higher than today!
However, our knowledge is at the present mainly based on observations of relatively
close GRB host galaxies, z < 1.5. The investigation for larger distances is dominated by
the observations of the GRB afterglow and not directly the GRB hosts. The estimate
of the metal enrichment, possible with GRB afterglow spectroscopy, has indicated a
large dispersion and in some cases metallicities approaching or higher than in the solar
neighbor. Moreover, some GRB hosts have indicated a discrepancy between optical
and radio SFR estimates. The reasons for these contradicting results remain to be
understood. It may affect the way and where SFR and chemical enrichment are
measured and our ultimately understanding of the mechanism triggering these
explosions.
Subject
The student will work on existing multi-wavelength observations, from radio to optical
domains from the latest far-infrared, sub-millimeter and radio telescopes (Spitzer,
Herschel, SCUBA-2, ALMA, ...). He/she will then estimate the Spectral Energy
Distribution (SED) of the GRB host galaxies and compare them to synthetic models
produced. He/she will derive for each galaxy key environmental features, such as starformation history, stellar age, metal content, stellar mass, dust mass and temperature.
It will be then possible to investigate how the UV/optical and radio derived SFRs can
be reconciled.
He/she will work with two experienced teams, LAM in Marseille (France) and MPE in
Garching (Germany).
This subject is proposed in the framework of the European Research Network
Exploring
the
Dawn
of
the
Universe
with
Gamma-Ray
Bursts
(lamwws.oamp.fr/gdre/GdreGrbs).
Ph’d
This subject will evolve in Ph’d. In this case the student will have to share his/her
activities between the two sites and have to spend a significant fraction of his/her time
in Germany.
Teams involved
•
Laboratoire d'Astrophysique de Marseille: S. Basa, J.G. Cuby, S. Boissier, A.
Mazure.
•
Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics (Munich, Germany): S. Savaglio, J.
Greiner.
Titre : Propriétés des barres dans S4G et comparaison avec les
simulations
Mots-clefs : Galaxies à disque, barres, analyse d’images, simulations
Nom et coordonnées du proposant : E. Athanassoulas, [email protected]
Equipe de recherche : Dynamique des Galaxies, LAM
Adresse : 38 rue Frédéric Joliot-Curie, 13388 Marseille Cedex 13
Résumé du stage :
Contexte scientifique : Les galaxies à disque ont des structures et des
sous-structures, souvent spectaculaires, comme les barres, les bras spiraux
et les anneaux. L'étude de ces structures et de leurs propriétés permet de
suivre l'évolution d'une galaxie à partir du moment où son disque a été formé
et ainsi de remonter dans le temps. Les propriétés des barres observées
dans l’Univers local sont donc un traceur de l’évolution passée, et peuvent
nous renseigner sur les conditions qui ont prédominé pendant la formation de
la barre. Par exemple, on s’attend à ce qu’une barre formée dans une galaxie
spirale initialement dominée par le disque dans les parties intérieures a des
propriétés différentes de celle formée dans une galaxie spirale où le halo
massif est plus important.
Le survey S4G, qui utilise le télescope spatial Spitzer, cartographie
actuellement environ 2300 galaxies proches dans les bandes de 3.6 et 4.5
µm, dont l’émission est dominé par les étoiles veilles. Un des buts est de
quantifier les propriétés des barres dans ces galaxies. Le but du stage sera
de déterminer les propriétés des barres dans un sous-échantillon de ce
survey, et d’en tirer des conclusions sur l'évolution des barres en général, en
faisant des comparaisons appropriées avec des simulations numériques.
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Objectif du stage, travail demandé : Le travail consiste à faire des
mesures de la longueur de la barre sur des images du survey S4G, de
paramétrer sa forme et de mesurer sa luminosité relative à la luminosité
totale de la galaxie. Ces mesures seront ensuite comparées à des mesures
similaires sur des images issues de simulations numériques. La comparaison
entre les deux permettra de mieux comprendre l'évolution des propriétés des
barres, et de poser également des contraintes sur les paramètres qui
gouvernent les simulations numériques. Ce travail comportera entre autre
des aspects numériques, et des notions de programmation (fortran, ou C, ou
IDL, ou Mathematica) seront nécessaires
Titre : Etude des propriétés de l'émission du milieu intergalactique à
partir de simulations récentes
Mots-clefs : Milieu intergalactique Evolution des Galaxies
Nom et coordonnées du proposant :
Bruno MILLIARD [email protected], Céline PEROUX, Jean-Michel DEHARVENG
Adresse :
Laboratoire d'Astrophysique de Marseille
38 Rue Frédéric Joliot-Curie
13388 Marseille Cedex 13
Résumé du stage (le sujet est applicable aux M1 et M2, mais sera adapté
selon le cas. Le M2 est éventuellement prolongeable en thèse.)
Le milieu intergalactique (MIG), qui contient plus de 90% de la matière ordinaire, fournit le gaz
nécessaire à la formation et la croissance des galaxies. Les galaxies renvoient vers le MIG des
éléments lourds créés dans les étoiles et les supernovae, et y injectent de l’énergie. De ce fait,
l’étude de l'évolution conjointe des galaxies et du milieu intergalactique est une thématique
d'avenir, en progression rapide (voir un point de la situation récente à
http://www.oamp.fr/mrs2011/Program.html)
Le MIG est de structure complexe et multiphase. Selon les modèles, la phase dominante dans
l’univers récent est chaude, vers 105K, et s'est développée au cours du temps jusqu'à contenir
plus de 50% de la matière ordinaire à faible redshift (le « WHIM », pour Warm Hot Inter Galactic
Medium). L'observation des raies de résonance de divers éléments par spectroscopie
d’absorption dans l’ultraviolet avec les instruments spatiaux FUSE et HUBBLE, est très puissante
mais limitée par la faible densité des quasars d’arrière-plan et le besoin de grands télescopes.
Notre équipe s’intéresse à une nouvelle technique d’observation du WHIM, la spectroscopie en
émission, qui vise à détecter l'énergie libérée lors de la formation des grandes structures, et ne
souffre pas des limitations ci-dessus. Nous avons dans ce contexte développé au LAM une
double approche dans le cadre de l'ANR BINGO! (PI Céline Péroux et collaboration Paris-LyonMarseille), et de collaborations avec les USA (Frank et al., 2011, http://
http://arxiv.org/abs/1111.3028) :
- L’élaboration de modèles de prédiction de l’émission utilisant des codes hydrodynamiques
spécifiques et des calculs d’émissivité adaptés au cas du WHIM et du Milieu Circum Galactique
(MCG), qui rendent compte des processus physiques en jeu,
- Le développement d’instruments et de concepts instrumentaux capables de détecter ces
émissions diffuses faibles, en collaboration avec le CNES et la NASA.
Laboratoire
www.oamp.fr
Le travail de M2 consistera à utiliser les simulations existantes de l'émission du milieu
intergalactique pour comprendre les propriétés physiques du CGM en préparation des futures
missions. Le stagiaire pourra utiliser les prédictions à haute résolution de l’émission pour valider
les prédictions des simulations cosmologiques, ou effectuer une analyse statistique des
simulations cosmologiques de l'émission pour en donner une description statistique et déterminer
les facteurs principaux qui pilotent l'intensité de l'émission.
Le sujet s’insère dans une thématique plus large de l’équipe d’accueil : formation d’étoiles,
évolution des galaxies et du contenu HI de l’univers. Des collaborations sont en cours en France
ainsi qu’à l’international. Le LAM dispose de moyens modernes de test en environnement spatial
sur 1000m2 de salles blanches dans un nouveau bâtiment mis en service en 2008. Des équipes
techniques spécialisées en optique, mécanique, vide, algorithmique et ordinateurs viendront en
soutien du travail.
Titre : Performances en haute dynamique: l'instrument IRDIS
Mots-clefs : imagerie à haut contraste, exoplanètes
Nom et coordonnées du proposant : Claire Moutou et Arthur Vigan
Adresse : [email protected]
Résumé du stage :
IRDIS est un instrument focal pour SPHERE, optimisé pour
l'imagerie à haute dynamique autour des étoiles brillantes avec le
VLT, afin de rechercher des planètes extrasolaires par imagerie
directe. SPHERE sera installé au VLT début 2013 et est pour
l'instant en cours d'intégration au laboratoire de Grenoble; il est
composé d'un étage d'optique adaptative extrême, de plusieurs
coronographes, et de 3 instruments de spectro-imagerie
différentielle. L'équipe IRDIS du Laboratoire d'Astrophysique de
Marseille est responsable des tests et validation de performances
de IRDIS. Le stage consiste en l'analyse de données obtenues en
laboratoire avec IRDIS avec des étoiles simulées par des lampes
de calibration. Il s'agit d'utiliser le logiciel de traitement des
images de SPHERE pour évaluer les performances de contraste
obtenues, et leur évolution avec les conditions (longueur d'onde,
qualité de l'extinction du coronographe, type d'apodisation,
aberrations, défauts de pré-réduction des images...). Les tests
ayant lieu à Grenoble, un séjour pourrait être effectué à l'IPAG
pendant le stage, mais l'essentiel du travail se fera à distance, au
sein de l'équipe IRDIS du LAM. Des comparaisons aux
Laboratoire performances simulées avant la réalisation d'IRDIS seront
utilisées pour évaluer les performances attendues en terme de
Technopôle de Château-Gombert détection de planètes.
38, rue F. Joliot-Curie Le stage aura lieu dans l'équipe Planète, Atmosphères Stellaires et
13388 – MARSEILLE Cedex 13 Interactions (PASI) du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille
www.oamp.fr (lam.oamp.fr). Des compétences et goûts en traitement d'image
sont nécessaires, des connaissances en Matlab, IDL ou Python
sont recommandées
Titre :Re-analyse des planètes excentriques
Mots-clefs : exoplanètes, vitesses radiales, structure galactique
Nom et coordonnées du proposant : Claire Moutou et Rodrigo
Diaz
Adresse : [email protected]
Résumé du stage :
Plus de 700 panètes sont connues grâce à la méthode des
vitesses radiales (grâce à l'effet gravitationnel de la planète sur
l'étoile). Une grande partie d'entre elles ont une orbite
significativement excentrique, contrairement aux planètes du
système solaire. Cependant, il est possible qu'une partie de ces
planètes excentriques correspondent à d'autres scénarios
astrophysiques, par exemple des sursauts d'activité de l'étoile ou
la présence dans le spectre de l'étoile d'une paire d'étoiles
lointaines, dont la luminosité est diluée par l'étoile principale.
C'est ce second scénario que le stagiaire devra tester, en utilisant
les informations disponibles sur l'étoile principale, les données de
vitesses radiales (interprétées comme la signature d'une planète)
et des simulations mélangeant les spectres d'une étoile avec une
binaire. Ces simulations existent, et sont déjà appliquées dans le
cas de planètes trouvées par la méthode des transits. Il s'agira
finalement d'estimer la probabilité du scénario "planète" et la
comparer avec la probabilité du scénario "blend", pour chacun des
systèmes étudiés.
Le stage aura lieu dans l'équipe Planète, Atmosphères Stellaires et
Laboratoire
Interactions (PASI) du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille
Marseille (UMR-6110) (lam.oamp.fr). Des compétences et goûts pour les statistiques
des données avec des modèles) et la
Technopôle de Château-Gombert (comparaison
38, rue F. Joliot-Curie programmation (IDL ou python) sont nécessaires.
www.oamp.fr
Titre : La formation des disques : masse stellaire et masse de gaz
Mots-clefs : Formation de galaxies – galaxies spirales
Nom et coordonnées du proposant : Andrea CATTANEO
Adresse : LAM, 38, rue Frédéric Joliot-Curie 13388 Marseille cedex 13
Résumé du stage :
La fonction de masse des galaxies, la relation de Tully-Fisher ainsi que les données
issues du micro-lensing montre que : a) la masse stellaire M* d’une galaxie est
toujours au moins un facteur deux plus petite que le contenu baryonique du halo
calculé à partir de la fraction baryonique universelle et b) le rapport M*/ Mh (où Mh
est la masse du halo) décroit fortement à Mh < 1011 masse solaires, ce qui vaut dire
que dans tous les halos, mais surtout à petite masse, seulement une partie
minoritaire du gaz qui s’écoule sur les galaxies est finalement converti en étoiles.
Les modèles standard de la formation des galaxies expliquent cette observation
avec l’expulsion de gaz par les supernovas, qui serait plus efficace dans les halos de
petite masse, qui ont des puits de potentiel moins profonds. Le problème est que
les galaxies de petite masse contiennent beaucoup de gaz neutre, ce qui semble
contredire l’idée que ces galaxies n’ont pas formé beaucoup d’étoiles parce que
tout le gaz a été éjecté. En fait, les modèles ont une tendance à convertir
efficacement en étoiles tout le gaz qui n’est pas éjecté. Voilà pourquoi ils ont une
tendance à prédire des fractions de gaz inférieures à celle qui sont observées.
Laboratoire
www.oamp.fr
Dans le stage qui est proposé, on essaie de traiter le problème de la manière la
plus simple. Les fusions sont négligées. La croissance des halos de matière noire
est décrite avec un modèle analytique. Dans la version du modèle la plus simple, le
gaz s’écoule sur les galaxies à un taux qui est proportionnel au taux de croissance
du halo de matière noire foi la fraction baryonique universelle. Il forme un disque,
dont la taille est déterminée par la conservation du moment angulaire. Dans un
premier temps, nous supposerons que toutes les galaxies ont des courbes de
rotation plates et que tous les halos ont le paramètre de spin typique λ = 0.05. Le
taux de formation stellaire est déterminé par la loi de Kennicutt.
Le bout du stage consiste à raffiner la modèle de base ci-dessus jusqu’au point où il
reproduit la relation M* - Mh et, en même temps, la fraction de gaz en fonction de
M*. Nous avons aussi des contraints sur l’évolution de la masse stellaire M*(z) pour
une masse Mh donnée du halo de matière noire à z = 0.
Le raffinement du modèle passera par la modélisation a) de la fraction de gaz
neutre en H2 et b) de l’expulsion de gaz par les vents stellaires. Nous explorerons
différentes possibilités pour ce qui se passe à la matière éjectée, notamment la
fraction qui retombe sur la galaxie et l’échelle de temps sur laquelle elle revient.
A la fin du stage, nous considérerons aussi des courbes de rotation réalistes, ce qui
va à influencer les tailles des disques et donc le temps caractéristique de la
formation stellaire. Pourtant nous ne nous attendons pas que cela va changer le
comportement de base du model.

Sujet de STAGE (2012-2013) - Laboratoire d`Astrophysique de

Transcription

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