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Exemples de stages M2

Un aperçu des travaux d'étudiants du M2 Astrophysique

Vous aimeriez vous faire une idée plus concrète du type de recherches auxquelles vous pourrez participer pendant et après le master ?

Ces pages sont pour vous !

Elles contiennent des exemples de travaux de stage, rédigés par des étudiants de la spécialité Astrophysique de master des années précédentes (liste non exhaustive). Les stages ont été effectués en partie à Strasbourg, en partie ailleurs en France ou à l'étranger (plus de 50% des cas, car l'équipe pédagogique encourage la mobilité).

Quelques stages récents

[Liste non exhaustive - page en permanente évolution.]

Safir Yahia-Cherif

Stage à l'Observatoire de Besançon (Institut Utinam, équipe PhAs, J. Montillaud)

Les modèles galactiques sont essentiels à la compréhension de la structure, de la formation, et de l'évolution des galaxies. Le modèle de Besançon (BGM, A. Robin et al. 2003) constitue un modèle de populations stellaires auto-cohérent de la Voie Lactée, dont le but est de reproduire de manière statistique son contenu en étoiles, tout en y faisant intervenir l'extinction interstellaire. La majorité des contraintes observationnelles sur le milieu interstellaire sont liées au phénomène d'extinction, notamment aux longueurs d'ondes du domaine visible. Le domaine infrarouge proche (NIR), et plus particulièrement le domaine infrarouge moyen (MIR) présentent l'avantage d'être moins sensibles à l'extinction interstellaire. L'objectif de ce stage est dans un premier temps de déterminer les performances du modèle pour la prédiction des caractéristiques des étoiles dans les domaines NIR et MIR, puis,  dans un deuxième temps, de déterminer l'origine des écarts éventuels entre les données observationnelles et le modèle.

Image format pngLa stratégie de l'étude consiste à comparer les données de catalogues synthétiques fournis par le BGM avec les catalogues observationnels des grands relevés 2MASS (NIR) et GLIMPSE (IRAC : MIR), aujourd'hui accessibles publiquement. Le stage se concentre sur  le plan galactique, région du ciel où l'extinction est la plus forte. Dans le catalogue synthétique, l'extinction est modélisée sur la base de cartes d'extinction disponibles dans la littérature. Les sources de bruit sont également ajoutées de manière statistique au BGM.

La comparaison entre le modèle et les observations repose sur le tracé de diagrammes couleur-magnitude et couleur-couleur. Dans l'exemple ci-dessus, les contours bleus correspondent aux observations (densité d'étoiles en fonction de la couleur J-K et de la magnitude K), alors que les contours rouge et jaune représentent les prédictions BGM pour deux modélisations de l'extinction. La partie gauche du diagramme (étoiles de la séquence principale) présente des contours en adéquation avec les observations. Par contre, la partie droite (étoiles géantes rouges) présente une population stellaire plus rougie pour les modèles que pour les observations.

Une étude plus approfondie permettra d'incriminer la source de ces écarts (cartes d'extinctions, modèle...). Les résultats de ce stage (notamment concernant les bandes MIR IRAC) permettront de se donner une meilleure idée de la contribution de l'émission des poussières qui, combinée avec l'extinction, permettra de construire un modèle 3D de la structure du milieu interstellaire.

Valentin Jungbluth

(valentin.jungbluth@etu.unistra.fr)

Stage 2016 à l'Observatoire astronomique de Strasbourg (N. Martin)

Les Nuages de Magellan sont les deux galaxies satellites les plus brillantes à proximité de notre propre galaxies, la Voie Lactée. Selon une étude récente, il semblerait qu'ils soient beaucoup plus gros que ce qui avait été estimé, et que de plus la non-uniformité de leurs bords extérieurs fasse allusion à un champ riche et complexe de débris laissés par leur histoire et leur interaction mutuelle. Telles sont les premières interprétations des données acquises lors du relevé SMASH ("Survey of the MAgellanic Stellar History") mené au télescope de 4m Blanco au Cerro-Tololo Inter-American Observatory (CTIO), au Chili.

Image format pngLe but du stage était de construire intégralement un algorithme capable de déceler d'éventuelles galaxies naines encore inconnues autour des Nuages de Magellan. Pour ce faire, nous explorons de grands jeux de données astronomiques à la recherche de petites surdensités d’étoiles aux propriétés bien définies. Il est aussi nécessaire de développer des outils statistiques pour caractériser les découvertes ou la signification de leur absence. L’obtention de cartes « signal sur bruit » (figure ci-contre) est un outil très pertinent permettant de détecter d’éventuels objets pour ensuite les caractériser.


Ce stage se conclura par l’écriture d’une lettre scientifique. En effet,  un nouvel amas globulaire autour du Grand Nuage de Magellan (LMC) a été découvert à l’aide du code développé. La lettre scientifique s’intitule : SMASH 1 : A very faint globular cluster disrupting in the outer halo of the LMC.


Quentin Agobert

(quentin.agobert@etu.unistra.fr)

Stage 2015 à l'Université des Sciences de Tokyo (Tokyo University of Science, K. Matsushita)

Image en rayons X (png)Ce séjour au Japon a été consacré à l'étude du groupe de galaxies centré sur NGC 2300, observé en rayons X par le satellite Suzaku. Cet instrument permet d'obtenir des images à basse résolution du gaz chaud dans lequel baignent les galaxies du groupe, et les données permettent aussi d'extraire pour chaque région de l'image un spectre d'émission de 0.4 et 5 keV. L'analyse de ces données a permis d'établir le profil radial de densité ainsi que des abondances d'oxygène, de néon, de magnésium, de silicium et de fer. Comme dans de nombreux groupes ou amas, la masse déduite du profil de lumière en rayons X est largement inférieure à la masse dynamique permettant au groupe de rester uni : la présence de matière noire est nécessaire. Les analyses chimiques comme celles réalisées ici sont encore rares. Elles contribuent à l'exploration progressive des groupes de galaxies dans l'univers (relativement) proche.

Guillaume Mahler

(guillaume.mahler@univ-lyon1.fr)

Stage 2014 à l'Observatoire de Lyon (J. Richard).

Conformément à la théorie de la Relativité Générale, une masse déforme autour d'elle l'espace-temps. Einstein prédisait la déviation des rayons lumineux par un astre comme le soleil. Ce phénomène est à la base de l'effet de "lentille gravitationnelle". Zwicky fut le premier à percevoir les implications possibles de cette effet en présence d'amas de galaxies. L'effet de lentille permet alors de magnifier la lumière de galaxies extrêmement lointaines ou bien mesurer la masse totale (baryonique ou non-baryonique) de l'amas.
Figure (.png)Au cœur des amas de galaxies on peut exploiter un régime particulier de ces lentilles, le régime fort. L'immense concentration de masse dans la région centrale des amas déforme suffisamment l'espace-temps environnant pour permettre plusieurs trajectoires lumineuses entre les galaxies distantes (en arrière-plan de l'amas) et nos détecteurs. Dans l'exemple ci-contre, les trois zooms indiquent 3 images de galaxies, qui ne sont un réalité qu'un seul et même objet vu 3 fois.
 A l'heure actuelle, les recherches d'images multiples, comme on les appelle, se font ''à l’œil'', c'est-à-dire qu'il n'existe aucune automatisation de la recherche d'images multiples. C'est à ceci que je travaille. Je développe un outil permettant de chercher automatiquement dans une image les objets candidats à être multiples. Les caractéristiques préservées par les lentilles gravitationnelles sont la couleur et la brillance de surface. En ajoutant un modèle de lentille gravitationnelle pour prédire leur position, le programme sera en mesure de fournir un catalogue d'objets supposés multiples, qu'il ne restera plus qu'à confirmer ''à l’œil''.

Voir aussi la vidéo réalisée en 2015.

Franck Octau

(franck.octau@etu.unistra.fr)

Stage 2014 à l'Observatoire de Strasbourg (J. Pétri)

L'objet de ce stage est l'étude de l'émission radio des pulsars en considérant les composantes multipolaires du champ magnétique. Jusqu'à aujourd'hui la plupart des simulations modélisent le champ magnétique des pulsars comme étant dipolaire. Or il pourrait être intéressant d'étudier l'influence de composantes multipolaires du champ magnétique.

 Image (.png)Image (.png)Image (.png)

La série d'images ci-dessus montre, de gauche à droite : (a) Les deux zones d'émission radio à la surface d'un pulsar dont le champ magnétique serait purement dipolaire [la projection choisie positionne l'équateur du pulsar sur la ligne horizontale en milieu de figure, et les poles de l'axe de rotation tout en haut et tout en bas; l'abscisse est la phase, ou encore la longitude sur la surface du pulsar; sur ces figures, l'axe du dipôle magnétique est incliné par rapport à l'axe de rotation]. (b) Les ones d'émission pour un modèle de pulsar dont le champ magnétique a une composante quadrupolaire. (c) . L'angle de polarisation du rayonnement que recevrait un observateur, suivant la phase de rotation du pulsar.


Mathieu Powalka

(mathieu.powalka@etu.unistra.fr)

Stage 2014 à l'Observatoire de Strasbourg (B. Vollmer)

 Etude de la corrélation entre les cartes d'émission radio et les cartes du taux de formation stellaire dans les galaxies spirales proches, à travers différents modèles de diffusion pour les électrons relativistes.

Illustration pour la galaxie NGC 6946 (.png)

Dans les galaxies, les régions formant activement des étoiles contiennent des sources d'électrons relativistes, par exemple les supernovae. Ces électrons peuvent émettre du rayonnement radio synchrotron et du rayonnement thermique, et ils diffusent dans la galaxie. Des cartes d'émission radio sont disponibles pour de nombreuses galaxies spirales. A partir d'images ultraviolettes, on peut par ailleurs obtenir des cartes du taux de formation stellaire local pour ces galaxies. Au cours de ce stage, une modélisation a été mise en place pour prédire, à partir des cartes de formation stellaire, l'allure des cartes d'émission radio. L'application à plusieurs galaxies a permis de contraindre les paramètres du modèle de diffusion des électrons.

 

Guillaume Thomas

(guillaume.thomas@astro.unistra.fr)

Stage 2014 à l'Observatoire de Strasbourg, (N. Martin, R. Ibata)

A l'heure actuelle, on considère que le mécanisme principal de formation du halo stellaire de la Voie Lactée est une formation hiérarchique. Le halo serait formé par une succession d'accrétions d'étoiles issues de galaxies satellites venant enrichir le halo. Pour la Voie Lactée et la galaxie d'Andromède, l'essentiel du halo s'est formé il y a plus de 8 milliards.

Image (.png)La galaxie d'Andromède nous offre un halo stellaire comparable à celui de la Voie Lactée. Il est plus aisé à observer que celui de notre galaxie. Le relevé  PandAS (Pan-Andromeda-Archeological-Survey) est utilisé pour étudier les mécanismes de formation du halo stellaire. C'est un relevé profond d'étoiles se situant la sur la branche des géantes rouges autour des galaxies d'Andromède (M31) et du Triangle (M33), à l'aide du Télescope Canada-France-Hawaii.

Le but du stage est de comparer ces observations à différentes représentations de halos stellaires issues des simulations cosmologiques Aquarius (voir exemple ci-contre), en prenant en compte tous les biais observationels. Nous pouvons ainsi contraindre au mieux les processus de formation du halo.

 

Orianne Roos

Stage 2013 au CEA, Centre de Saclay, Service d'Astrophysique (Stéphanie Juneau, Frédéric Bournaud).

Simulation numerique de formation de galaxies (png)On sait par les observations que la masse d'un trou noir supermassif est corrélée à celle du bulbe de la galaxie qui l'abrite. Pour expliquer ce phénomène, les astrophysiciens supposent qu'il existe une relation co-évolutive entre la croissance des trous noirs et celle des galaxies. Mais la rétroaction de ces trous noirs lors de leurs phases d'accrétion de matière - dites actives, on parle alors d'AGN (noyau actif de galaxie) - est encore mal connue, tant du point de vue observationnel que de celui des simulations informatiques. En accrétant de la matière, l'AGN emmagasinerait de l'énergie, et en redéposerait une partie dans les régions qui l'entourent, créant des bulles moins denses, plus chaudes et en expansion.

 Image de la galaxie Cen A (png) / ESOIl s'agit ici de prendre une simulation réaliste de galaxie à haut redshift (Figure 1), d'y allumer un AGN, et d'étudier ses effets sur la galaxie hôte. Je dois déterminer si la radiation qui s'échappe de la galaxie a bien une forme de cône comme le suggèrent les observations (Figure 2), jusqu'où le gaz est ionisé, et comment ces deux paramètres influent sur la formation stellaire. En effet, sur ce point deux écoles s'affrontent : certains pensent que les AGN réduisent fortement le taux de formation stellaire, d'autres pensent qu'au contraire, ils n'ont pas ou peu d'effet sur celle-ci. Enfin, en étudiant les raies d'émissions observables, je pourrai également prédire si l'AGN que j'ai simulé est détectable ou non à travers le gaz et la poussière de la galaxie hôte.

Florie Teste

Stage 2013 à l’Instituto de Radio Astronomίa Milimétrica (IRAM), Grenade, Espagne (Nicolas Billot)

Hi-GAL (Herschel infrared Galactic Plane Survey) est un projet clé du télescope spatial Herschel, en orbite depuis 2009. Ce projet a pour but de cartographier le plan Galactique à cinq longueurs d’onde simultanément entre 70 et 500 microns, avec une sensibilité jamais égalée. A ces longueurs d’onde infrarouges, les observations révèlent des milliers de jeunes étoiles enfouies dans des cocons de gaz et de poussières. Une première étude a été réalisée sur une partie réduite du relevé (Billot et al. 2011, ApJ, 735), qui a permis de mettre en évidence plusieurs tendances : regroupement en amas, associations avec des régions HII, etc.

Profil spatial HI-GAL le long du Plan Galactique

Distribution 2D des sources le long du Plan Galactique

Le but de mon stage a été d’étudier le catalogue mis à ma disposition par le consortium d’Hi-GAL (données non encore rendues publiques au moment de mon stage). J’ai commencé par étudier le catalogue dans son ensemble (distribution des sources dans le plan galactique, identification avec des régions connues, nombres de sources en fonction de la latitude ou de la longitude etc.) puis j’ai calculé des matrices de distances permettant de tracer des cartes de densité sur le plan galactique interne. Enfin j’ai utilisé la méthode du Minimum Spanning Tree (permettant de relier un ensemble de points par des lignes en en minimisant la longueur) pour quantifier la morphologie des amas. J’ai pu ainsi caractériser les amas de jeunes étoiles et chercher des corrélations avec des structures connues pour être des pouponnières d’étoiles.

Nicolas Gillet

(nicolas.gillet@astro.unistra.fr)

Stage 2013 à l'Observatoire Astronomique de Strasbourg (Pierre Ocvirk, Dominique Aubert)

Le dernier évènement cosmologique est la réionisation de l'Univers par les premières étoiles. Des simulations sont utilisées pour étudier cette période et en comprendre chaque étape. Les simulations actuelles sont découpées en deux étapes, l'évolution de la matière (noire et baryonique), qui vont former les structures de l'Univers et les galaxies, puis l'évolution de la lumière (transfert radiatif). La seconde étape utilise les résultats de la première, mais ne peut pas les modifier. Or dans le monde réel la lumière agit sur la matière, la présence d'une étoile va ioniser, chauffer et repouser la matière dans son voisinage et ainsi empêcher la formation d'autres étoiles. Cet effet de la lumière sur la matière ne peut pas être pris en compte dans les simulations non-couplées actuelles.

Image montrant le décalage spectral auquel à lieu la réionisation dans une simulationLe but de ce stage est d'intégrer une rétro-action (feedback), semi-analytique, de la lumière sur la formation stellaire. Il s'agit de déterminer les conditions favorables à l'allumage d'une source et d'intégrer cette condition dans la simulation de transfert radiatif. Cette simulation n'agit pas directement sur la répartition du gaz, mais sur les conditions d'allumage ou non des sources. En fonction des conditions l'histoire globale de réionisation changera. La couleur de la figure code l'époque, en redshift, où la matière a été réionisée pour la dernière fois. Les sources principales de rayonnement réionisent rapidement leur environnement proche. Cela donne l'impression de voir des bulles concentriques autour de ces sources. Ce modèle semi-analytique prépare le terrain pour les simulations futures qui prendront en compte directement le couplage rayonnement-matière.

Laura Antoni-Micollier

Stage 2013 au CNES, Toulouse (Thomas Lévèque)

Le projet STE-QUEST (Space-Time Explorer and Quatum Equivalence Principle Space Test) est un projet spatial de mission de physique fondamentale en phase de pré-sélection.Schema orbite STE-QUEST (fichier png) Le satellite serait composé de deux appareils de mesure, un interféromètre et une horloge atomique, basés sur l’utilisation d’atomes. Afin d’améliorer leurs précisions, ces appareils utiliseront une technologie émergente, le refroidissement d’atomes. C’est dans ce contexte que se situe le sujet de mon stage, qui porte sur la mise en place d’une expérience visant à refroidir des atomes de Rubidium. Le refroidissement d’atomes se réalise à l’aide de faisceaux lasers réglés à certaines longueurs d’onde, qui permettent la transition entre certains niveaux d’énergies de l’atome. Le but principal de cette expérience en laboratoire est de tester de nouveaux modèles de diodes lasers fibrées et compatibles avec les applications spatiales. Pour cela, nous utilisons deux diodes lasers à 1560 nm. Photo de l'un des montages réalisés sur banc (fichier png)Leurs faisceaux passent dans des doubleurs de fréquence afin d’avoir une longueur d’onde de 780 nm, nécessaire pour que le refroidissement soit possible. Ces lasers doivent être extrêmement stables puisque les atomes ne réagissent qu’à certaines fréquences très précises et agiles puisque le refroidissement d’atomes s’effectue sur un cycle possédant plusieurs fréquences. Malgré les excellentes propriétés des diodes lasers testées dans cette expérience, un asservissement en fréquence et un contrôle en fréquence et en puissance sont nécessaires sur chacune d’elles.

Thibaud Vazquez-Gonzalez

Stage 2013 au CEA/DAM, Ile de France (Mathieu Peybernes)

La simulation des écoulements à particules dispersées et d'un fluide présente une importance industrielle majeure dans de nombreux domaines (combustion, énergie, chimie, etc.). Néanmoins, ce type de simulation peut être appliquée à de nombreux autres phénomènes physiques, tels que la formation d'étoiles dans les nuages de gaz ou encore le déplacement de bulles de convection à l'intérieur d'enveloppe stellaire. Elle est le plus souvent réalisée par la discrétisation couplée d’équations de l’hydrodynamique (pour le fluide « porteur ») et d’équations de Boltzmann (pour les particules). L’équation de Boltzmann est le plus souvent numérisée dans ce cas par une méthode de type Monte-Carlo. Plusieurs régimes importants sont correctement décrits par cette approche, éventuellement enrichie par divers termes (collisions, compressibilité, fragmentations, etc.), mais elle est rapidement contrainte (robustesse, temps de calcul, etc.) dans le régime dit des « spray denses », c'est-à-dire pour des fractions volumiques typiquement au-delà de 10%. Ces contraintes affectent par contrecoup l’ensemble d’une simulation dès qu’une petite partie du domaine se retrouve en « spray dense ».

Distribution des vitesses et températures dans une simulation (jpg)

Dans le régime de spray dense, des descriptions bi- ou multi-fluide deviennent applicables. Ces approches sont beaucoup plus robustes et économiques, bien qu’elles présentent d’autres difficultés, certes non négligeables (équations non conservatives, ellipticité éventuelle, etc.), mais bien connues et maîtrisées depuis plus de vingt ans. Pour décrire un écoulement à particules pouvant transiter vers le régime de spray dense, il est donc nécessaire de réaliser soit un couplage entre équation de Boltzmann et équations multicontinues, soit une extension des équations multi-fluides au domaine du « spray dilué ». Bien qu’effectivement développée, la première solution apparaît complexe et fragile. La seconde, qui revient à une discrétisation par groupes de l’équation de Boltzmann et que l’on peut donc appeler « multi- continue », ne pose pas a priori de problèmes numériques majeurs, mais reporte les difficultés sur les fermetures physiques (termes d’échange en particulier). Le but de mon stage est donc de construire une maquette informatique 1D afin d'étudier (et de résoudre) en détail les problèmes numériques qui peuvent apparaître avec ce genre de formalisme. De plus, mon stage doit aussi permettre de disposer d'une maquette fonctionnelle qui servira à pouvoir tester différents modèles de fermetures afin d'étudier l'effet des différents termes d'échanges (trainées, collisions, fragmentations ou encore coalescence des particules).

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