M1 AstrophysiqueProjet d’initiation à la recherche 2020 Université Paul Sabatier, Toulouse III

Effet de l’eau sur les vitesses sismiques des minéraux des manteaux terrestre et martien

Frédéric Béjina, IRAP, DIP–Belin, frederic.bejina@irap.omp.eu, 05 61 33 26 01

L’intérieur de Mars (structure et minéralogie) est beaucoup moins connu que celui de la Terre. La Terrebénéficie d’un siècle d’observations sismologiques qui nous donnent une image précise de sa structureinterne et des mesures de paramètres physiques (densité, paramètres élastiques, etc.) de ses matériauxconstitutifs. Les modèles de composition minéralogique de la Terre sont ainsi bien contraints par ces me-sures. Pour Mars, lesmodèles de structure restent très “théoriques” et imprécis dû aumanque de donnéesde surface. Grâce au déploiement récent du sismomètre de lamissionMars Insight, les données sismiquesmartiennes apporteront, comme pour la Terre, de nouvelles contraintes fortes à ces modèles.Notre projet fait suite au PIR 2019 et consiste à améliorer notre modèle des vitesses des ondes sismiquesP et S pour le manteau martien. Un modèle minéralogique / sismologique a été obtenu en 2019 grâce aucode PERPLE_X (Connolly & Petrini, 2002 – Fig. 1) mais en considérant ces minéraux comme étant “secs".On sait que ces phases minérales peuvent incorporer de l’eau dans leur structure cristalline, sous formede défauts ponctuels OH (revues dans Keppler & Smyth, 2006). Bien que les quantités soient faibles, cette“eau" peut avoir des effets notables sur les propriétés élastiques et les vitesses de propagation des ondessismiques (voir par ex., Jacobsen et al., 2004). Notre but est de quantifier ces effets pour les manteauxterrestre et martien.

FIG. 1 – À gauche, diagramme de phases pour les minéraux du manteau martien calculé avec PERPLE_X. À droite, lesprofils des vitesses sismiques VP et VS correspondants, le long d’un aréotherme (rapport PIR 2019, Louis, Lazzarotto,Bouly).

Après une recherche bibliographique des paramètres élastiques des minéraux secs et hydratés des inté-rieurs planétaires, le code python BurnMan (Cottaar et al., 2014) sera employé pour le calcul des vitessessismiques. Un modèle de manteau sec et un modèle hydraté seront comparés, pour la Terre et pour Mars.Les résultats de cette étude entrent dans le cadre de notre projet InSight/SEIS: ExploringMars Interior withRandom Seismic Wavefields And Experimental Mineralogy, qui vise à ajuster un modèle minéralogique dumanteau martien aux futures données sismiques. Ils permettront aussi de mieux cerner les effets de lachimie et de la minéralogie sur les profils sismiques, ainsi que de choisir quelles sont les expériencesimportantes de mesures Vp, Vs en laboratoire qui restent à réaliser.

Bibliographie

Connolly, Petrini, 2002, Journal of Metamorphic Petrology 20, 697-708.Keppler, Smyth (eds), 2006, Reviews of Mineralogy & Geochemistry, vol. 62, pp. 478.Jacobsen, Smyth, Spetzler, Holl, Frost, 2004, Phys. Earth Planet. Int. 143–144, 47–56.Cottaar, Heister, Rose, Unterborn, 2014, Geochem. Geophys. Geosyst. 15, 1164–1179.

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Projet d'initiation à la recherche 2020

Application du Dynamical Time Warping (DTW) au vent solaire propagé aux planètes et sondes

Vincent Génot, IRAP, PEPS (Roche), vincent.genot@irap.omp.eu, 05 61 558 554

Philippe Garnier, IRAP, PEPS (Roche), philippe.garnier@irap.omp.eu, 05 61 55 66 91

Le Centre de Données de la Physique des Plasmas possède de longues séries temporelles de

paramètres physiques du vent solaire (champ magnétique, moments des particules) propagé à plusieurs

planètes et sondes à partir des mesures in-situ à la Terre (OMNI) et grâce à un code MHD 1D.

Typiquement, pour Vénus, Mars, Jupiter, ... 30 ans de données à 1h de résolution peuvent être

analysés (accessibles à travers http://amda.cdpp.eu/ ou http://heliopropa.irap.omp.eu/). Un exemple est

donné sur la Figure 1 ci-dessous.

Fig. 1 : (gauche) séries temporelles (septembre-novembre 2015) de la vitesse du vent solaire à la

Terre (bleu), Mars (noir) et Rosetta (vert) (haut) et tentative de correspondance (mapping) entre les

structures (en rouge, milieu et bas). (Droite) vue héliosphérique (en HEE) pour la période avec la

trajectoire de Rosetta.

Le stage propose d'utiliser l'algorithme Dynamic Time Warping (DTW) pour quantifier les écarts

temporels entre des structures similaires du vent solaire observées en plusieurs points de l'héliosphère

(à plusieurs planètes ou sondes). Ces écarts seront mis en relation avec les distances (radiales et

azimutales) entre la source et les cibles et permettront, par exemple, de proposer un indice de

similarité entre les structures en fonction de ces distances, et d'identifier sur quelles échelles

temporelles et spatiales ces structures coalescent et finalement disparaissent au cours de la propagation

du vent solaire dans l’héliosphère. Des données très récentes des sondes Parker Solar Probe et

éventuellement Solar Orbiter pourront être utilisées.

Les codes d’analyse seront produits en Python ; les méthodes d’accès aux données seront fournies

ainsi que les articles de bases (en anglais) sur 1/ la technique DTW et 2/ la propagation du vent solaire.

Bibliographie

https://arxiv.org/abs/1602.01711

https://www.ijcai.org/Proceedings/13/Papers/454.pdf

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 Redistribution en fréquence

Frédéric Paletou, UPS-OMP, Irap (Toulouse), frederic.paletou@univ-tlse3.fr

Les fonctions de redistribution en fréquence permettent de considérer divers mécanismes de diffusion des photons dans le problème général de transfert de rayonnement en astrophysique.

Fig. 1 : Fonction de redistribution RII-A de Hummer (d’après Gouttebroze 1986). Une fois repris les calculs analytiques de Hummer (1962), nous proposons d’une part de refaire un générateur de la fonction RII-A de Hummer en suivant les approximations décrites dans Gouttebroze (1986), puis en utilisant la méthode de quadrature de Gauss adaptative proposée par Paletou et al. (2020). Un minimum de connaissances et d’intérêt pour le calcul scentifique sont préférables. Bibliographie

● Hummer 1962: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1962MNRAS.125...21H/abstract ● Gouttebroze 1986: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1986A%26A...160..195G/abstract ● Paletou et al. 2020: https://doi.org/10.1051/0004-6361/201937116

Astrophysique Année 2020Université Paul SabatierProjet d'initiation à la recherche

Détermination des différences de température à la surface du soleil.

Thierry Roudier, Irap (Toulouse)

Le Soleil est un système dissipatif hors de l’équilibre, soumis à un flux d'énergie qui provient deson noyau. Les mouvements convectifs qui sont des structures de température et de vitesse montrentune évolution temporelle et spatiale. En conséquence, les structures de la photosphère sontgénéralement considérées comme la manifestation directe des mouvements turbulent-convectifs duplasma. Ce plasma qui s'écoule dans la photosphère régit les mouvements des élémentsmagnétiques visibles sur la surface du Soleil. La diffusion de ces éléments magnétiques à la surfaceest très important pour la compréhension du mécanisme du cycle solaire.

Par son important contraste la granulation solaire est aisément visible à la surface du soleil. Ainsi lagranulation solaire est l’un des meilleurs candidats valables pour étudier finement les fluctuations de température à la surface d’une étoile

Figure 1 : Image de la granulation solaire (satellite Hinode) (échelle :1 granule =surface de laFrance)

L’objectif du projet est de déterminer le contraste d’intensité des granules et d’en déduire les différences de température via la fonction de Planck. Cette étude se réalisera à partir des images multi-longeur d’onde de la granulation solaire obtenues à bord du satellite HINODE, au Pic du Midi, THEMIS,… L’un des travaux sera de comparer les diverses définitions de contraste et de voirleurs limites d’utilisation. Les résultats finaux seront commentés en termes physiques des propriétésde la surface solaire.

Les articles de référence sont :

1)The intensity contrast of solar granulation comparing Hinode SP results with MHD simulationsS. Danilovic1, A. Gandorfer1, A. Lagg1, M. Schüssler1, S. K. Solanki1, A. Vögler2, Y. Katsukawa3

and S. Tsuneta3 A&A 484, L17-L20 (2008)

2) Intensity contrast from MHD simulations and HINODE observations

N. Afram 1 , Y. C. Unruh 1 , S. K. Solanki 2,3 , M. Schüssler 2 , A. Lagg 2 , and A. Vögler 4

A&A 526, A120 (2011)

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Extraction de signaux polarisés à partir de spectres stellaires

Frédéric Paletou, Irap (Toulouse), fpaletou@irap.omp.eu, 05 61 33 28 61

Dans la grande majorité des cas, les signatures polarisées qui révèlent, dans leurs spectres, laprésence de champ magnétique à la surface des étoiles sont de très faibles amplitudes etrestent noyées dans le bruit.

Fig. 1 : Exemple de débruitage par PCA à partir d’un spectre polarisé obtenu par Narval auTBL (Pic du Midi de Bigorre).

Nous proposons d’étudier (1) le débruitage par analyse en composantes principales (PCA)ainsi que (2) diverses méthode de détection et de caractérisation des signatures polarisées,comme discutées dans Paletou (2012 ; voir aussi Martínez González 2008). Ceci sera conduitau moyen d’outils numériques que les étudiants développeront eux-mêmes (de préférence, enPython) tout en exploitant des données réelles disponibles à partir du service d’OV-GSO :polarbase.irap.omp.eu.

Bibliographie

Martínez González et al., 2008, A&A, 486, 637 Paletou, 2012, A&A, 544, A4

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Test de gaz froid diffus dans les galaxies proches avec PHANGS-ALMA

Annie Hughes, IRAP, MICMAC (Roche), Annie.Hughes@irap.omp.eu, 05 61 55 87 53

Dans les galaxies, le gaz interstellaire existe en différentes phases qui sont tracées en utilisant différentes raies spectrales, par ex. la phase moléculaire froide est souvent tracée en utilisant des transitions rotationnelles de la molécule de CO et le gaz atomique est tracé en utilisant une transition d'électrons d'hydrogène. La largeur de raie observée est utilisée pour déduire la distribution et les mouvements du gaz dans le potentiel gravitationnel de la galaxies. Sur la base d'une telle analyse, des études observationnelles récentes ont suggéré qu'il existe une composante gazeuse moléculaire diffuse et étendue dans certaines galaxies proches. Cela remet en question le paradigme traditionnel du gaz moléculaire confiné aux nuages moléculaires compactes et dominés par la gravité. Mais il est également difficile à concilier avec les expériences d'absorption et les conditions physiques requises pour l'excitation des raies CO. Une possibilité est que les incertitudes associées aux méthodes utilisées pour effectuer l'analyse des raies CO et HI ont été systématiquement sous-estimées. Dans ce projet, l'étudiant utilisera des données CO du projet phare PHANGS-ALMA afin de tester les résultats précédentes pour une composante moléculaire diffuse et d'explorer comment différentes hypothèses, la qualité des données et les choix méthodologiques affectent la largeur de raie et obtenir une estimation quantitative de l'incertitude systématique.

Fig. 1: (À gauche) La galaxie NGC1559, observée par PHANGS en CO avec ALMA (rouge) et HST. (À droite) Profils de raie CO extraits d’une position dans NGC1559.

Données d'observation: PHANGS-ALMA (http://phangs.org) Codage: utilisation et développement d'outils existants en python ou IDL Autres pré-requis: bon niveau d'anglais

Bibliographie

⌧ Caldu-Primo, A. et al. 2013 AJ, 146, 150 ⌧ Caldu-Primo, A et al. 2015, AJ, 149, 76 ⌧ Koch, E. et al. 2019, MNRAS, 485, 232

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La première détection simultanée d’une fusion cosmique en rayons gamma et ondes gravitationnelles

Jean-Luc Atteia, IRAP, GAHEC (Belin), jean-luc.atteia@irap.omp.eu, 05 61 33 28 84

Le 17 Août 2017 (eh oui, il faut travailler pendant le mois d’août quand on fait del’astrophysique…) ont été détectés pour la première fois un signal d’ondes gravitationnelles etun signal de rayons gamma provenant d’un phénomène cosmique violent : la fusion de deuxétoiles à neutrons. Cet événement unique – il n’a pas été observé d’autres cas de ce typejusqu’à ce jour – a ouvert une nouvelle fenêtre pour les astrophysiciens : l’astrophysiquemulti-messager, qui étudie le cosmos en utilisant simultanément le rayonnementélectromagnétique et les ondes gravitationnelles. Il est proposé aux étudiant d’étudier deux aspects de l’article qui relate cette découverte(Abbott et al. 2017). On leur demandera premièrement de faire un résumé des observations lesplus significatives présentées dans l’article, en expliquant leur importance et en détaillant cequ’apportent respectivement les observations dans le domaine électromagnétique et dans lesondes gravitationnelles, et la combinaison des deux. Dans un second temps, on leurdemandera de reproduire et de commenter le calcul du taux attendu d’événements de ce type,qui est présenté dans le paragraphe 6.4 de l’article.

Fig. 1 : Figure illustrant l’arrivée d’un traind’ondes gravitationnelles signalant unefusion d’étoiles à neutrons à 160 millionsd’années-lumière de notre galaxie (cadreinférieur). Les trois cadres supérieursmontrent l’arrivée d’un excès de rayonsgamma 1,7 secondes après les ondesgravitationnelles. Cette remarquableobservation a permis d’étudier un événementcosmique violent – la fusion de deux étoiles àneutrons – en utilisant deux messagerscomplètement différents.

Bibliographie

Abbott, B.~P., Abbott, R., Abbott, T.~D., et al. (2017), ApJL, 848, L13.