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Les travaux e

La formation des étoiles massives reste, à ce jour, encore mal connue à cause de l'extrême quantité d'énergie que ces étoiles dégagent, limitant en conséquence leurs masses théoriques et contredisant les observations de ce type d'étoile. Les observatoires du futur (en particulier l'observatoire spatial Herschel) vont tenter de répondre à cette problématique grâce notamment aux émissions moléculaires de l'eau. L'analyse précise et correcte de ces données, dans l'avenir, nécessite donc dès aujourd'hui un travail associant des observations et des modélisations des objets concernés. C'est dans ce but que cette thèse a consisté en l'élaboration d'une méthode de modélisation dite « globale » d'objets proto-stellaires massifs (proto-amas ou cœurs denses massifs). Celle-ci a permis une description physique et une étude chimique des multiples cœurs denses massifs étudiées, et a ouvert de nombreuses voies vers des aspects évolutifs. Elle a également donné des indices pour affiner le programme d'observation en temps garanti WISH des raies moléculaires de l'eau et confirmé le rôle clef de cette molécule pour la compréhension de la formation des étoiles massives.

Le fond extragalactique est le rayonnement relique issu de tous les processus de formation des structures dans l'Univers. Environ la moitié de ce fond, appelé fond infrarouge est émis dans l'intervalle 8-1000 microns, a un maximum d'émission autour de 150 microns, et est essentiellement dû aux processus de formation d'étoiles dans l'Univers. En effet, la luminosité infrarouge d'une galaxie est fortement liée à la formation d'étoiles en son sein. Pour bien comprendre l'origine du fond infrarouge, il faut donc également déterminer l'évolution des galaxies infrarouges.Une mesure statistique relativement simple permettant de comprendre l'origine du fond infrarouge, mais également l'évolution des galaxies, consiste à compter les sources en fonction de leur flux. J'ai mesuré les comptages de sources infrarouges dans les données des télescopes spatiaux Spitzer et Herschel, ainsi que celles de l'expérience BLAST, en utilisant des méthodes variées. Les sources détectées individuellement dans les cartes Spitzer à 24 microns émettent la majeure partie du fond. En revanche, à plus grande longueur d'onde, la sensibilité et la résolution angulaire des instruments décroît. Les sources détectées n'expliquent alors plus qu'une petite partie du fond. L'analyse par empilement (ou stacking) permet de mesurer le flux moyen infrarouge lointain ou sub-millimétrique d'une population détectée uniquement dans l'infrarouge moyen. Cette technique fournit des limites inférieures contraignantes sur la valeur du fond à grande longueur d'onde, mais permet également de compter les sources trop faibles pour être détectées individuellement. Ces résultats sont confirmés grâce à l'analyse dite P(D), qui permet de déterminer les comptages directement à partir de l'histogramme d'une carte infrarouge.Ces nouvelles contraintes permettent de préciser le scénario d'évolution des galaxies infrarouges. J'ai construit un modèle paramétrique d'évolution de ces objets permettant d'interpréter les comptages. Ce modèle reproduit de manière satisfaisant les propriétés statistiques de galaxies infrarouges de 15 microns à 1.1 mm. Il prédit que dans l'Univers jeune (z>2), la formation d'étoile a eu lieu majoritairement dans des galaxies ultra-lumineuses en infrarouges (LIR>10^12 luminosités solaires). Ces galaxies formaient des étoiles à un rythme très intense (plus de 100 masses solaires par ans) et n'ont que très peu d'équivalent dans l'Univers local. Depuis, le taux de formation d'étoiles a diminué d'un facteur 10, et la formation d'étoiles a aujourd'hui majoritairement lieu dans des galaxies semblables à la notre. Ce modèle d'évolution a par la suite été utilisé pour interpréter les fluctuations du fond infrarouge à grande longueur d'onde observées par BLAST, Planck et Herschel.

Les poussières interstellaires sont des particules solides dont les tailles sont comprises entre le nanomètre et le micron. Bien que représentant une faible proportion en masse du milieu interstellaire, elles jouent un rôle essentiel dans son évolution et de façon générale dans l'évolution des galaxies. Les poussières interstellaires sont observables dans les domaines UV et visible en extinction et de l'infrarouge au submillimétrique en émission. La conduite d'observations astrophysiques conjuguée au développement de modèles numériques de poussières et à l'étude d'analogues de grains en laboratoire permet d'affiner notre connaissance de ces particules solides. En particulier, il existe aujourd'hui de nombreuses preuves d'une évolution des grains dans le milieu interstellaire. Cependant, les processus physiques responsables de cette évolution sont aujourd'hui encore mal connus. Afin de comprendre comment évoluent les grains avec les propriétés physiques, il est nécessaire d'observer les poussières dans différents environnements. Les régions de photodissociation (PDR) sont des zones du milieu interstellaire présentant l'avantage de voir leur champ de rayonnement et leur densité locale varier sur de faibles échelles spatiales (~10- 20 arcsec). De plus, la grande variété de traceurs du gaz permet de contraindre efficacement les conditions physiques dans les PDR. Toutefois, l'émission des grains à l'équilibre thermique dans les PDR, qui domine l'émission dans l'infrarouge lointain, n'était que rarement résolue spatialement. Les instruments PACS et SPIRE, à bord de l'observatoire spatial Herschel, permettent aujourd'hui de disposer d'observations spectro-photométriques entre 70 et 500 µm, dont la résolution spatiale (comprise entre 5 et 35 arcsec) en fait des données idéales pour l'étude de l'évolution des poussières dans les PDR. Nous présentons l'analyse des observations Herschel de trois PDR, la Barre d'Orion, la Tête de Cheval et la NGC 7023 Est, caractérisées par des conditions physiques différentes. En combinant ces données aux observations Spitzer, nous pouvons étudier simultanément l'émission des poussières entre 3.6 et 500 µm à différentes positions de la PDR. Pour cela, des profils d'intensité reliant l'étoile à la PDR sont extraits à chaque longueur d'onde puis comparés spatialement. Un décalage de la position du pic d'émission dû au transfert radiatif est observé : plus la longueur d'onde est grande, plus le pic est éloigné de l'étoile excitatrice. Par contre, la comparaison entre les profils d'intensité observés et ceux calculés à partir d'un code de transfert de rayonnement couplé à un modèle de poussières correspondant aux propriétés du milieu interstellaire diffus révèle des différences liées à une évolution des grains pour chaque PDR étudiée. A la vue des écarts, nous concluons que l'abondance des PAH, plus petite composante de grains interstellaires, est plus faible dans les PDR que dans le milieu diffus suggérant la présence d'un phénomène de photo-destruction et/ou d'agrégation des PAH sur les gros grains dans les PDR. Ceci pourrait être accompagné d'une augmentation d'émissivité des gros grains liée à un mécanisme de coagulation. Les observations Herschel des PDR nous offrent également l'opportunité de nous intéresser aux variations du spectre des grains à l'équilibre thermique avec le rayonnement au travers des PDR. Un ajustement d'une loi de corps noir modifié permet d'extraire une épaisseur optique, une température et un indice spectral des grains. L'étude de ces deux derniers paramètres révèle une anticorrélation confirmant ainsi des travaux précédents. Cependant, la comparaison de la dépendance de la température et de l'indice spectral dans différentes régions montre différents comportements et exclut une dépendance universelle entre ces deux paramètres. Ce résultat ouvre de nouvelles perspectives quant à l'étude de l'évolution des poussières dans le milieu interstellaire.

High latitude areas have been identified in most GCMs as regions where global warming will appear earliest and be the greatest. Since much of Canada's north is underlain by permafrost, a warming of 3-5°C could cause widespread erosion and thermokarst. The Arctic coastal zone is particularly vulnerable, as it lies at the interface between terrestrial systems dominated by permafrost, and marine systems dominated by sea ice and wave action. This study aims at understanding some mechanisms of arctic coastal erosion, such as thermoerosional niches and block failure. The final goal of this research is to identify the areas of Herschel Island, Yukon Territory, which are likely to experience the greatest magnitude of change in the near future. This information is then coupled with a climate change scenario in order to predict future coastal erosion in the area.

We present Herschel observations of the debris disk around γ Doradus (HD 27290, HIP 19893) from the Herschel Key Programme DEBRIS (Disc Emission via Bias-free Reconnaissance in the Infrared/Submillimetre). The disk is well-resolved with PACS at 70, 100 and 160 micron and detected with SPIRE at 250 and 350 micron. The 250 micron image is only resolved along the disk's long axis. The SPIRE 500 micron 3 σ detection includes a nearby background source. γ Dor's spectral energy distribution (SED) is sampled in the submillimetre for the first time and modelled with multiple modified-blackbody functions to account for its broad shape. Two approaches are used, both of which reproduce the SED in the same way: a model of two narrow dust rings and a model of an extended, wide dust belt. The former implies the dust rings have temperatures of ~90 and ~40 K, corresponding to blackbody radii of 25 and 135 AU, respectively. The latter model suggests the dust lies in a wide belt extending from 15 to 230 AU. The resolved images, however, show dust extending beyond ~350 AU. This is consistent with other debris disks whose actual radii are observed to be a factor of 2 - 3 times larger than the blackbody radii. Although it is impossible to determine a preferred model from the SED alone, the resolved images suggest that the dust is located in a smooth continuous belt rather than discrete narrow rings. Both models estimate that the dust mass is 6.7 x 10^{-3} Earth masses and that fractional luminosity is 2.5 x 10^{-5}. This amount of dust is within the levels expected from steady state evolution given the age of γ Dor and therefore a transient event is not needed to explain the dust mass. No asymmetries that would hint at a planetary body are evident in the disk at Herschel's resolution. However, the constraints placed on the dust's location suggest that the most likely region to find planets is within 20 AU of the star. / Graduate

This dissertation presents new Herschel observations at 70 micron, 160 micron, 250 micron, 350 micron, and 500 micron of the Perseus molecular cloud from the Herschel Gould Belt Survey. The Perseus molecular cloud is a nearby star-forming region consisting of seven main star-forming clumps. The Herschel observations are used to characterize and contrast the properties of these clumps, and to study their embedded core populations. First, we probed the exceptionally young clump, B1-E. Using complementary molecular line data, we demonstrate that B1-E is likely fragmenting into a first generation of dense cores in relative isolation. Such a core formation region has never been observed before. Second, we use complementary long wavelength observations at 850 micron to study the dust properties in the larger, more active B1 clump. We find that Herschel data alone cannot constrain well the dust properties of cold dust emission and that long wavelength observations are needed. Additionally, we find evidence of dust grain growth towards the dense cores in B1, where the dust emissivity index, beta, varies from the often assumed value of beta = 2. In the absence of long wavelength observations, however, assuming beta = 2 is preferable over measuring beta with the Herschel-only bands. Finally, we use the source extraction code, getsources, to identify the core populations within each clump from the Herschel data. In addition, we use complementary archival infrared observations to study their populations of young stellar objects (YSOs). We find that the more massive clumps have an excess of older stage YSOs, suggesting that these regions contracted first. Starless cores are typically associated with peaks in the column density, where those found towards regions of higher column density also have higher average densities and colder temperatures. Starless cores associated with a strong, local interstellar radiation field, however, have higher temperatures. We find that the clumps with the most prominent high column density tails also had the highest fractions of early-stage YSOs. This relation suggests that the quantity of high column density material corresponds to recent star formation activity. / Graduate / 0606

Non-Newtonian fluids are of great scientific interest due to their range of physical properties, which arise from the characteristic shear stress-shear rate relation for each fluid. The applications of non-Newtonian fluids are widespread and occur in many industrial (e.g. lubricants, suspensions, paints, etc.) and environmental (e.g. mud, ice, blood, etc.) problems, often involving multiple fluids. In this study, the novel technique of Incompressible Smoothed Particle Hydrodynamics (ISPH) with shifting (Lind et al., J. Comput. Phys., 231(4):1499-1523, 2012), is extended beyond the state-of-the-art to model non-Newtonian and multi-phase flows. The method is used to investigate important problems of both environmental and industrial interest. The proposed methodology is based on a recent ISPH algorithm with shifting with the introduction of an appropriate stress formulation. The new method is validated both for Newtonian and non-Newtonian fluids, in closed-channel and free-surface flows. Applications in complex moulding flows are conducted and compared to previously published results. Validation includes comparison with other computational techniques such as weakly compressible SPH (WCSPH) and the Control Volume Finite Element method. Importantly, the proposed method offers improved pressure results over state-of-the-art WCSPH methods, while retaining accurate prediction of the flow patterns. Having validated the single-phase non-Newtonian ISPH algorithm, this develops a new extension to multi-phase flows. The method is applied to both Newtonian/Newtonian and Newtonian/non-Newtonian problems. Validations against a novel semi-analytical solution of a two-phase Poiseuille Newtonian/non-Newtonian flow, the Rayleigh-Taylor instability, and a submarine landslide are considered. It is shown that the proposed method can offer improvements in the description of interfaces and in the prediction of the flow fields of demanding multi-phase flows with both environmental and industrial application. Finally, the Lituya Bay landslide and tsunami is examined. The problem is approached initially on the real length-scales and compared with state-of-the-art computational techniques. Moreover, a detailed investigation is carried out aiming at the full reproduction of the experimental findings. With the introduction of a k-ε turbulence model, a simple saturation model and correct experimental initial conditions, significant improvements over the state-of-the-art are shown, managing an accurate representation of both the landslide as well as the wave run-up. The computational method proposed in this thesis is an entirely novel ISPH algorithm capable of modelling highly deforming non-Newtonian and multi-phase flows, and in many cases shows improved accuracy and experimental agreement compared with the current state-of-the-art WCSPH and ISPH methodologies. The variety of problems examined in this work show that the proposed method is robust and can be applied to a wide range of applications with potentially high societal and economical impact.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:23:39Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2009-12-02Bitstream added on 2014-06-13T18:50:59Z : No. of bitstreams: 1 leite_lob_me_ilha.pdf: 7876959 bytes, checksum: 679218273f75952f4df0237622251b57 (MD5) / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / Rompimentos de Barreira são fenômenos caracterizados por um campo de escoamento inicialmente represado e submetido nos instantes subseqüentes a uma liberação abrupta. Diversos modelos matemáticos e leis de comportamento reológico podem ser associados a este problema e cada um deles deve ser estudado e compreendido de maneira a predizer, a partir de testes físicos e numéricos, sua adequação à descrição da evolução espaço-temporal de frentes resultantes deste fenômeno, tipo ruptura de barragem, retendo água , rejeitos ou materiais de reologia complexa. O desenvolvimento de técnicas analíticas possibilitou entender de maneira impar o desenvolvimento desses fenômenos, porém, a difícil obtenção de dados que alcançassem consonância com aqueles obtidos experimentalmente, demonstrava a fragilidade desse tipo de análise perante a descrição de sistemas dinâmicos complexos. Sendo assim, optou-se pela tentativa de recriar estes fenômenos a partir de técnicas que utilizassem a manipulação de equações governantes completas. Sistemas contínuos podem ser analisados através de aproximações discretas, resultando em valores realísticos, muito próximos aos obtidos experimentalmente, e a capacidade computacional atual, permite diminuir sensivelmente os erros envolvidos, aumentando cada vez mais a consistência física destes métodos. Neste trabalho utilizou-se o software comercial ANSYS-CFX para simular os fenômenos de ruptura de barreira, configurando a reologia de dois materiais, o Carbopol 940 representando um material de reologia complexa (Herschel-Bulkley) e o Glicerol (Newtoniano), esses dados foram então confrontados com os obtidos experimentalmente através de um modelo em escala reduzida. Campos de velocidade, pressão e evolução temporal das frentes foram analisadas, verificando-se valores com grande consonância entre numérico e experimental, mostrando uma grande consistência física dos métodos utilizados / The Dam Break problem is a phenomenon characterized by a flow field initially dammed and submitted in the subsequent moments of an abrupt release. Various mathematical models and laws of rheological behavior may be associated with this type of problem and each must be studied and understood in order to predict from physical and numerical tests the temporal evolution of their fronts resulting from this phenomenon, type Dan Break problems, retaining water or rheology complex materials. The development of analytical techniques enabled the understanding the development of these phenomena, however, the difficulty to obtain a reach agreement data with those obtained experimentally, showed the fragility of this type of analysis to the description of complex dynamic systems. But, it was decided by attempt of recreate these phenomena from techniques that use the manipulation of complete government equations. Continuous systems can be analyzed by discrete approximations, leading to realistic values, very close to those obtained experimentally, and current computational capacity, enables to reduce the errors involved significantly, increasing the consistency of these physical methods. This work used the commercial software ANSYSCFX to simulate the phenomena of breaking the barrier, setting the rheology of two materials, the Carbopol 940 representing a material of complex rheology (Herschel-Bulkley) and glycerol (Newtonian), these data were then compared with those obtained experimentally using a model in scale. Fields of velocity, pressure and temporal evolution of the fronts were analyzed. Found very similar values between numerical and experimental simulations, showing the physical consistency of the methods used