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Des plasmas stellaires aux plasmas de laboratoire : Application aux mesures d'opacité dans les domaines X et XUVLoisel, Guillaume 11 January 2011 (has links) (PDF)
Cette thèse s'inscrit dans le contexte général des propriétés radiatives de la matière à haute densité d'énergie (>1011 J/cm3). Les densités d'énergie de la MHDE font qu'une partie importante des échanges d'énergie passe par l'interaction rayonnement-matière. Mes études portent sur l'opacité spectrale, un paramètre fondamental pour la modélisation des intérieurs stellaires et qui constitue aussi une observable propice aux tests expérimentaux des descriptions théoriques de la physique des plasmas chauds et denses. Mes travaux de thèse sont centrés sur l'étude expérimentale des opacités de plasmas à l'équilibre thermodynamique local pour des températures de quelques dizaines d'eV (soit quelques 100 000 K) et quelques mg/cm3 en densité. Les plasmas sont obtenus dans des conditions aussi homogènes que possible en utilisant le chauffage radiatif d'une cavité irradiée par laser de haute énergie, 100-300 J. Ainsi, nous avons pu mettre à profit pour ce type de mesure la configuration utilisant des lasers nanoseconde et picoseconde du LULI (Laboratoire pour l'Utilisation des Lasers Intenses) pour réaliser le chauffage d'une part et la mesure sur un temps bref d'autre part de la transmission des plasmas, l'utilisation d'impulsions courtes constituant une première pour ce type d'expériences. Dans le domaine des X de l'ordre du keV, les transitions absorbantes 2p−3d ou 3d−4f d'éléments de numéro atomique moyen ou élevé ont été sondées. Elles font apparaitre des structures d'absorption dont la forme résulte principalement de la compétition entre l'éclatement spin-orbite et les effets d'élargissement statistiques. Il a été montré que cette compétition dépendait fortement du numéro atomique Z. Ainsi à paramètres plasma proches nous avons exploré l'opacité des éléments fer, nickel, cuivre et germanium (Z autour de 30) dans une première série de mesures puis celle du baryum, samarium et du gadolinium, dans une seconde expérience (Z autour de 60). L'astrophysique stellaire nécessite aussi de mesurer précisément, et de manière bien caractérisée, les opacités du groupe du fer (Cr, Fe, Ni et Cu) dans le domaine des XUV (50 − 200 eV). Ces opacités sont à l'origine de l'excitation dans les enveloppes radiatives des étoiles pulsantes massives de type spectral B pour une température de l'ordre de 200 000 K. Dans ces conditions, les moyennes de Rosseland présentent des différences nettes entre les calculs utilisés par la communauté astrophysique et ne permettent pas d'interpréter les oscillations et l'ensemble des fréquences observées de manière univoque. Pour permettre des comparaisons avec divers calculs spectraux, j'ai participé à la mise en place d'un nouveau schéma expérimental à deux cavités dont le but était d'améliorer l'homogénéité du chauffage des échantillons. Je montrerai enfin l'analyse des paramètres plasmas pour ce type de schéma. J'ai en particulier analysé le cas du nickel dont la transmission a été mesurée pour la première fois dans cette gamme spectrale. Dans chaque cas je présenterai l'analyse des résultats obtenus.
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Contributions récéntes à l'astrophysique nucléaire / Recent contributions to nuclear astrophysicsAngulo Pérez, Carmen 20 June 2006 (has links)
L'astrophysique nucléaire est la discipline scientifique qui étudie la production d'énergie et la synthèse des éléments (nucléosynthèse) dans les étoiles. Les réactions nucléaires entre des noyaux légers (A < 20-30) et des protons ou des particules alpha jouent un rôle fondamental. Elles produisent les éléments lourds à partir des éléments plus légers et permettent à l'étoile de dégager de l'énergie. Cette production d'énergie et des éléments explique à son tour la structure et l'évolution des étoiles et, donc de l'Univers. Quels que soient les processus considérés (nucléosynthèse primordiale, stellaire ou explosive) le calcul des abondances des éléments dans les étoiles requiert la connaissance de nombreuses sections efficaces de réactions nucléaires [B2FH57]. Les réactions nucléaires sous-coulombiennes entre noyaux légers interviennent au cœur des étoiles lors des phases de combustion de l'hydrogène et de l'hélium en équilibre hydrostatique. Dans des processus à température plus élevée (novae, supernovae, sursauts X) les éléments radioactifs sont largement impliqués dans le réseau de réactions, ce qui, d'autre part, amène des problèmes spécifiques aux expérimentateurs [Bla06].
Ma dissertation est une récapitulation des travaux expérimentaux et théoriques en astrophysique nucléaire que j'ai réalisés de janvier 1993 à janvier 2006 (cette thèse ne présente pas mes autres travaux en physique nucléaire, principalement sur la structure et les interactions des noyaux exotiques, voir par exemple [Ang03a, Raa04, Cas06]). Je présente quelques méthodes expérimentales en astrophysique nucléaire et je discute brièvement certains problèmes techniques liés aux mesures des sections efficaces très petites, et en particulier, au caractère spécifique de certains appareils (accélérateurs, spectromètres, etc.). Un premier exemple se rapporte à la mise au point de l'accélérateur de protons de 250 kV construit au CSNSM à Orsay (France) dont j'ai été responsable de la calibration [Bog94]. Ensuite, je présente les tests du spectromètre de recul ARES [Cou03] construit au Centre de Recherches du Cyclotron et l'étude d'une réaction d'intérêt astrophysique avec le premier faisceau radioactif produit par le cyclotron CYCLONE44 [Cou04]. Je discute également d'une manière générale les mesures de sections efficaces de réactions nucléaires par des méthodes directes et indirectes. Pour les méthodes directes, je me suis intéressée plus particulièrement aux mesures avec des faisceaux de protons très intenses (accélérateur de 100 kV au DTL-Bochum), ainsi qu'aux expériences avec des éléments radioactifs -cibles ou faisceaux- (CSNSM, Orsay et cyclotrons de Louvain-la-Neuve). Dans ce contexte, je présente plusieurs cas de réactions d'intérêt en astrophysique comme, par exemple, 9Be(p,gamma)10B [Zah95] (nucléosynthèse stellaire), 7Be(p,gamma)8B [Ham98, Ham01] (liée au problème du neutrino solaire), 7Be(p,p)7Be [Ang03b] (liée à la réaction 7Be(p,?)8B), 18F(p,alpha)15O [Ser03] (nucléosynthèse explosive dans les novae), 7Be(d,p)2alpha [Ang05a] (nucléosynthèse du Big Bang). Quand une mesure directe est très difficile à réaliser, il existe des méthodes indirectes comme, par exemple, les réactions de transfert. Elles sont utiles, entre autres, dans l'étude des largeurs alpha des états d'importance astrophysique de certains noyaux. Je discute les cas du 19F (nucléosynthèse du fluor) étudié par la réaction 15N(7Li,t)19F [Oli95] et du 19Ne (nucléosynthèse dans les novae) étudié avec 18F(d,p)19F [Ser03].
Un traitement théorique rigoureux de la dépendance en énergie des sections efficaces est nécessaire pour extrapoler ces dernières aux énergies caractéristiques des processus astrophysiques, à partir des sections efficaces expérimentales (prises à des énergies plus élevées). Un des effets dont il faut tenir compte pour ces extrapolations est l'effet d'écrantage électronique en laboratoire [Ass87] qui devient important à des énergies très basses (< 10-20 keV). Parmi les différents modèles théoriques généralement appliqués aux réactions d'intérêt astrophysique, je me suis spécialement intéressée à la méthode de la matrice R [Lan58]. Cette approche contient des paramètres ajustables sur les sections efficaces disponibles, et les valeurs des sections efficaces aux énergies stellaires sont obtenues par extrapolation. Je présente l'étude de l'écrantage électronique de réactions non-résonnantes en appliquant le modèle de la matrice R [Ang98]. Je montre également son application à deux réactions de capture radiative importantes en astrophysique, 12C(alpha,gamma)16O [Ang00] et 14N(p,gamma)15O [Ang01]. L'analyse de la réaction 14N(p,gamma)15O est discutée en détails [For04, Run04, Ang05b]. Elle joue un rôle important dans la détermination de l'âge des amas globulaires, donc dans la détermination de l'âge de l'Univers [Deg04], et dans la nucléosynthèse dans des étoiles géantes rouges [Her06].
Finalement, je discute l'importance des bases de données pour l'astrophysique nucléaire, et en particulier, des compilations de taux de réactions. Je présente la compilation de taux de réactions la plus récente [Ang99], que j'ai coordonnée pendant mon séjour à l'Université Libre de Bruxelles (1995-1998) dans le cadre d'une collaboration entre 10 laboratoires européens (cette publication a actuellement plus de 350 citations à la date de mai 2006). Je présente aussi une compilation des réactions les plus importantes impliquées dans la nucléosynthèse du Big Bang [Des04] et une évaluation de l'effet des nouveaux taux de réactions sur la valeur de la densité baryonique de l'univers [Coc04].
Les conclusions situent ces travaux dans leur contexte actuel.
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Quelques perspectives en astrophysique nucléaire des phénomènes non thermiquesTatischeff, Vincent 19 December 2012 (has links) (PDF)
A côté des processus de réactions thermonucléaires à l'œuvre dans les étoiles, ainsi que dans l'Univers primordial, les études de réactions nucléaires non thermiques induites par des particules accélérées dans divers sites astrophysiques occupent une place grandissante dans les préoccupations de l'astrophysique nucléaire. Des populations d'ions et d'électrons accélérés sont vraisemblablement produites dans de nombreux objets astrophysiques : à la surface du soleil et de toutes les étoiles de type solaire, à la limite de l'héliosphère, dans les vents soufflés par les étoiles massives, dans les ondes de choc générées par les explosions stellaires, au voisinage d'étoiles à neutrons et de trous noirs accrétant de la matière, dans les amas de galaxies etc. Les divers phénomènes non thermiques induits par ces particules peuvent nous fournir des informations de grande valeur pour comprendre la physique de ces objets. Ils nous renseignent également sur certaines propriétés du milieu interstellaire de notre galaxie, ou encore sur les conditions dans lesquelles le système solaire s'est formé. Ce mémoire discute en particulier de l'accélération de particules dans les ondes de choc des explosions stellaires, des phénomènes nucléaires associés aux éruptions des étoiles, dont le soleil, de certains effets des rayons cosmiques non relativistes sur le milieu interstellaire, ainsi que de l'origine des radioactivités de courte période dans le système solaire primitif.
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Exploration, par simulation, des observations grand champ d'amas de galaxies Sunyaev-Zel'dovich: intérêt en cosmologieJuin, Jean-Baptiste 21 September 2005 (has links) (PDF)
L'objectif de mon travail de recherche est de préparer l'analyse des données des prochaines observations grand champ d'amas de galaxies par effet Sunyaev Zel'dovitch. Pour cela, je mets en place une chaîne complète d'outils permettant d'effectuer cette étude. Ces outils permettent de mettre en évidence des points critiques des effets<br />de sélection à prendre en compte dans les futures analyses. La chaîne d'analyse est constituée : d'une simulation de ciel observé millimétrique, d'algorithmes originaux d'extraction d'amas SZ à partir des cartes observées, d'un modèle statistique des effets de sélection de la chaîne de détection, et enfin d'outils d'analyse des catalogues<br />des sources détectées pour contraindre les paramètres cosmologiques. Je m'intéresse au cas des expériences multi-fréquences dotées de caméra bolométrique. J'applique ces outils à une prospective pour l'expérience Olimpo.
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Recherche et caractérisation d'exoplanètes par photométrie : développement et exploitation du projet ASTEPCrouzet, Nicolas 03 November 2010 (has links) (PDF)
La photométrie des transits est une méthode puissante pour la détection et la caractérisation des exoplanètes. Le Dôme C, en Antarctique, est un site extrêmement prometteur pour les observations photométriques, grâce à une nuit continue de 3 mois durant l'hiver austral et des conditions atmosphériques très favorables. Le projet ASTEP (Antarctic Search for Transiting ExoPlanets) vise à détecter et caractériser des planètes en transit, ainsi qu'à déterminer les limites de la photométrie dans le visible depuis la station Concordia, au Dôme C. Il se divise en deux phases : ASTEP Sud, un instrument fixe de 10 cm, et ASTEP 400, un télescope pointable de 40 cm. Le travail présenté dans cette thèse est dédié au développement et à l'exploitation du projet ASTEP. Un simulateur photométrique est élaboré, et permet d'identifier les sources de bruit affectant la photométrie, telles que les variations de seeing ou de la forme des PSF (Point Spread Function). Des simulations aboutissent au choix des caméras CCD d'ASTEP. Ces caméras sont alors testées et caractérisées. On présente ensuite ASTEP Sud, un instrument fixe composé d'une lunette de 10 cm et d'une caméra CCD dans une enceinte chauffée, qui pointe en permanence un champ de 3.88°x3.88° centré sur le pôle sud céleste. La stratégie d'observation est validée, et les différents éléments de l'instrument sont choisis. Les paramètres d'observation sont définis à partir d'une étude de la contamination et des tests sur le ciel. ASTEP Sud a fonctionné quasiment en continu durant les hivers 2008, 2009 et 2010. L'analyse préliminaire des données permet de qualifier le Dôme C pour la photométrie : la fraction de temps excellent pour les observations photométriques est comprise entre 56.3 et 68.4 % pour l'hiver 2008 et entre 59.4 et 72.7 % pour l'hiver 2009, ce qui est meilleur que dans les grands observatoires des régions tempérées. Les courbes de lumière des 8000 étoiles du champ sont extraites. Le traitement est en cours d'amélioration pour atteindre une précision permettant d'identifier la signature de transits d'exoplanètes. Le coeur du projet, ASTEP 400, est un télescope de 40 cm entièrement conçu et développé dans le but d'effectuer des observations photométriques de qualité dans les conditions extrêmes de l'hiver antarctique. On présente les différentes études menées par les membres de l'équipe ASTEP (études optiques, mécaniques, thermiques, développement logiciel) ; en particulier, on détaille les simulations photométriques et l'étude du guidage. Après des observations de test à l'Observatoire de Nice, ASTEP 400 est installé à Concordia durant la campagne d'été 2010. Le fonctionnement du télescope est nominal dès le début des observations. La précision photométrique obtenue est équivalente à celle de télescopes de 1.5 à 2 m situés dans des sites tempérés. De plus, l'observation continue pendant 1 mois de planètes à transits connues permet d'atteindre une précision de 200 ppm, inégalée pour des observations photométriques dans le visible depuis le sol. On obtient ainsi une limite supérieure sur la profondeur du transit secondaire, et donc sur la température de brillance de ces planètes dans le visible. En parallèle, le suivi d'alertes microlentilles avec ASTEP 400 permet de compléter les données d'autres télescopes, et de participer à la détection d'objets de type naine brune ou planétaire. Le fonctionnement nominal d'ASTEP 400 durant tout l'hiver 2010 et la qualité des données obtenues confirment le potentiel du Dôme C pour la recherche et la caractérisation de planètes en transits, et pour la photométrie dans le visible en général.
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Étude de la variabilité spectroscopique d’un échantillon d’étoiles Wolf-Rayet de type WC9Desforges, Sébastien 08 1900 (has links)
Nous savons que la grande majorité des étoiles WC9 produit de la poussière à base
de carbone. Cette dernière doit se former dans des zones de très haute densité afin de
survivre à l’environnement hostile qu’est celui du vent d’une étoile WR. Les étoiles WC
appartenant à un système binaire WR + O produisent de la poussière quand les vents
des deux étoiles entrent en collision et forment une zone de choc pouvant augmenter
la densité du gaz d’un facteur 1000. Par contre, plusieurs étoiles WC9 n’ont, à ce jour,
montré aucun signe de la présence d’un compagnon. Le but du projet est de tenter d’identifier
un mécanisme alternatif responsable de la formation de poussière dans les étoiles
WC9 n’appartenant pas à un système binaire. Nous présentons les résultats d’une campagne
d’observation visant à caractériser la variabilité spectroscopique d’un échantillon
de huit étoiles WC9 et une étoile WC8d. Nos résultats indiquent que la majorité des
étoiles montrent des variations à grande échelle dans la raie d’émission C III 5696, soit
à un niveau d’au moins 5% du flux de la raie et que les structures dans le vent ont une
dispersion de vitesses de l’ordre de 150-300 km/s. De manière générale, les variations
de vitesse radiales sont anti-corrélées avec le coefficient d’asymétrie de la raie, ce
qui semble infirmer la présence d’un compagnon. Des observations en photométrie de
l’étoile WR103 montrent une période de 9.1 ± 0.6 jours qui s’accorde avec les variations
spectroscopiques et qui ne semble pas, de manière évidente, d’origine binaire. / We know that the majority of WC9 stars produces carbon-based dust. To survive in
the hot and harsh environement that is the wind of a WR star, the dust grains must be
formed in regions of very high density. We know that WC stars that are part of a WR
+ O system can produce dust at periastron passage where the collision of the two stellar
winds is strong enough to produce shocks that compress the gas to densities up to a factor
103 higher than that of the WR star. However, so far, many WC9 stars have shown no
signs of a companion. The goal of the current project is to identify a mechanism that
could be responsible for the formation of dust in single WC9 stars. We present the results
of an observing campaign which aimed to characterize the spectroscopic variability of
eight WC9 stars and one WC8d star. Our results indicate that most stars show large
scale variations of their C III 5696 emission line that reach at least 5% of the total line
flux, and that the structures in the wind have a mean velocity dispersion of 150-300
km/s. In general, the radial velocity variations are anti-correlated with the skewness
variations. This seems to indicate that the variations are not due to the presence of a
companion. Photometric observations of WR 103 show a period of 9.1 ± 0.6 days that
agrees with the spectroscopic variations and does not seem from binary origin.
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Modélisation dynamo des cycles d’activité stellaireDubé, Caroline 04 1900 (has links)
Des décennies d’observation ont permis d’obtenir différentes relations liées à l’activité stellaire. Cependant, il est difficile de reproduire numériquement celles-ci à partir de modèles dynamo, puisqu’il n’y a pas de consensus sur le processus réellement présent dans les étoiles. Nous tentons de reproduire certaines de ces relations avec un modèle global 3D hydrodynamique qui nous fournit le profil de rotation différentielle et le tenseur-α utilisés en entrée dans un modèle de dynamo αΩ. Nous reproduisons ainsi efficacement la corrélation positive entre le rapport P_cyc⁄P_rot et P_rot^(-1). Par contre, nous échouons à reproduire les relations liant ω_cyc⁄Ω et l’énergie magnétique au nombre de Rossby. Cela laisse croire que la variation de P_cyc⁄P_rot avec la période de rotation est une caractéristique robuste du modèle αΩ, mais que l’effet-α ne serait pas le processus principal limitant l’amplitude du cycle. Cette saturation découlerait plutôt de la réaction magnétique sur l’écoulement à grande échelle. / Decades of stellar observations established various relationships related to stellar activity cycles. However, these are difficult to numerically reproduce using dynamo models, since flows important for dynamo action cannot be measured in stars other than the Sun. We model these relationships by extracting the differential rotation profile and the α-tensor from a global 3D hydrodynamical simulation and use them as an input into a αΩ dynamo model. We succeed in reproducing the observed positive correlation between the ratio P_cyc⁄P_rot and P_rot^(-1). On the other hand, we fail to do so for the relationship linking ω_cyc⁄Ω and the magnetic energy to the Rossby number. This indicates that the variation of P_cyc⁄P_rot with the rotation period is a robust feature of the αΩ model, but that the α-effect is probably not the main process limiting cycle amplitude. This saturation is most likely related to the magnetic backreaction on large-scale flows.
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Étude de l’étoile Wolf-Rayet variable WR 46 dans l’ultraviolet lointain et les rayons XHénault-Brunet, Vincent 08 1900 (has links)
L’étoile Wolf-Rayet WR 46 est connue pour sa variabilité complexe sur des échelles de temps relativement courtes de quelques heures et sur des échelles de temps plus longues de plusieurs mois. Des décalages périodiques mais intermittents en vitesse radiale ont déjà été observés dans
ses raies d’émission optiques. Plusieurs périodes photométriques ont aussi été mesurées dans le passé. Des pulsations non-radiales, une modulation liée à la rotation rapide, ou encore la présence d’un compagnon de faible masse dont la présence reste à confirmer ont été proposées pour expliquer le comportement de l’étoile sur des échelles de temps de quelques heures. Dans un effort pour dévoiler sa vraie nature, nous avons observé WR 46 avec le satellite FUSE sur plusieurs cycles de variabilité à court terme. Nous avons trouvé des variations sur une échelle de temps d’environ 7,5 heures dans le continu ultraviolet lointain, dans l’aile bleue de la
composante d’absorption du profil P Cygni du doublet de O vi 1032, 1038, ainsi que dans la
composante d’absorption du profil P Cygni de S vi 933, 944. Nous avons également récupéré
des données archivées de cette étoile obtenues avec le satellite XMM-Newton. La courbe de lumière en rayons X montre des variations sur une échelle de temps similaire aux courbes de lumière du continu ultraviolet et ultraviolet lointain, et le spectre rayons X de WR 46 est très mou avec un pic d’émission à des énergies plus faibles que 1 keV. Nous discutons des différentes contraintes sur la nature de la variabilité de cette étoile que ces nouvelles observations aident à poser. Parmi les scénarios suggérés, nous concluons que celui des pulsations non-radiales est le plus probable, bien que nous soyons encore loin d’une compréhension détaillée de WR 46. / The Wolf-Rayet star WR 46 is known to exhibit a very complex variability pattern on relatively short timescales of a few hours and also on longer timescales of months. Periodic but intermittent radial velocity shifts of optical lines as well as multiple photometric periods have been found in the past. Nonradial pulsations, rapid rotational modulation or the presence of a yet-to-be-confirmed low-mass companion have been proposed to explain the short-term behaviour. In an effort to unveil its true nature, we observed WR 46 with FUSE over several short-term variability cycles. We found significant variations on a timescale of about 7.5 hours in the FUV continuum, in the blue edge of the absorption trough of the O vi 1032, 1038 doublet P Cygni profile, and in the S vi 933, 944 P Cygni absorption profile. We also retrieved archival XMM-Newton data of this star. We found the X-ray light-curve to show variations on a timescale similar to the UV and FUV continuum light-curves, and the X-ray spectrum of WR 46 to be very soft with a peak below 1 keV. We discuss the different constraints on the nature of the variability that these new observations help to establish. Among the suggested scenarios, we conclude that non-radial pulsations is the most likely, although we are far from a complete picture.
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Recherche d’étoiles jeunes de faible masse dans le voisinage solaireMalo, Lison 12 1900 (has links)
Formées lors de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz moléculaire, les étoiles
naissantes auront différentes masses variant entre 0.08 et environ 100M . La majorité de
la population stellaire de la Galaxie est constituée d’étoiles dont la masse est inférieure
à environ 0.6 M . Le dernier évènement de formation stellaire dans le voisinage solaire
s’est produit dans la bulle locale il y a au plus 100 millions d’années, vraisemblablement
provoqué par le passage d’une onde de choc dans le bras local de la Galaxie. C’est ainsi
que se formèrent de jeunes associations d’étoiles dont les membres se caractérisent en
particulier par une vitesse spatiale et une position commune dans la Galaxie.
Les associations jeunes étant peu densément peuplées et relativement proches du
Soleil, leurs membres se font plutôt rares et dispersés sur toute la voûte céleste. Jusqu’à
présent, surtout les étoiles les plus massives (brillantes) ont été répertoriées. Les étoiles
jeunes de faible masse, constituant la majorité de la population, restent pour la plupart
à être identifiées. Les étoiles jeunes de faible masse représentent une population clef
pour contraindre les modèles évolutifs des étoiles M et des naines brunes. Elles sont
également d’excellentes candidates pour chercher des exoplanètes via les techniques
d’imagerie directe.
Ce mémoire présente une nouvelle méthode utilisant un modèle cinématique enrichi
d’une analyse statistique Bayesienne pour identifier des étoiles jeunes de faible
masse dans les associations beta Pictoris, Tucana-Horologium et AB Doradus. À partir
d’un échantillon de 1080 étoiles K et M, toutes comportant des indicateurs de jeunesse
tels l’émission Halpha et une forte luminosité dans les rayons X, leurs propriétés cinématiques
(mouvement propre) et photométriques sont analysées pour en extraire 98 candidates
hautement probables membres d’une des trois associations. Une confirmation de
leur statut comme membre nécessitera en particulier une mesure de leur vitesse radiale
(prédit par notre analyse) et une mesure de la largeur équivalente du lithium à 6708 Å
pour mieux contraindre leur âge. / The gravitational collapse of a molecular gas cloud produces the incipient stars with
various masses between 0.08 and approximately 100 M . The majority of the stellar
galactic population is made up of stars with masses lower than approximately 0.6 M .
The last event of stellar formation in the solar neighborhood happened in the local bubble
no more than 100 million of years ago, probably caused by the propagation of a
shock wave in the galactic local arm. This is how young associations, also called moving
groups were formed. Their members are characterized by a common velocity and
position within the Galaxy.
Young associations, being sparsely populated and relatively close to the Sun, their
members are found all over the sky. So far, only the most massive members (luminous
ones) have been identified. Young low-mass stars, comprising the majority of the population,
remain to be identified. Those stars are expected to be excellent candidates to
find exoplanets through direct imaging techniques, while also forming a key population
to constrain M stars and brown dwarfs evolutionnary models.
This master thesis presents a new method using a kinematical model coupled with
a Bayesian statistic analysis to identify young low-mass stars in the beta Pictoris, Tucana-
Horologium and AB Doradus associations. Using a sample of 1080 K and M stars, all
showing youth indicators such as Halpha emission and X-rays luminosity, their photometric
and kinematic properties (proper motion) are analyzed to extract 98 highly probable
members distributed over the three associations. Status confirmation as members will
require measurement of their radial velocity (predicted by our analysis) and the lithium
at 6708 Å equivalent widths to better constrain their age.
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Étude de l'influence de la perte de masse sur l'évolution d'étoiles de plusieurs typesVick, Mathieu M. 10 1900 (has links)
La perte de masse est introduite dans des modèles évolutifs qui traitent en détail le transport
microscopique induit par la diffusion atomique et les accélérations radiatives pour 28 espèces y inclus tous les
isotopes de la base de données OPAL. Les propriétés physiques des solutions sont analysées en détail. Lorsque
l'amplitude de la vitesse advective causée par la perte de masse est plus grande que la vitesse de triage
dirigée vers le centre de l'étoile, le flux local d'un élément est déterminé par des variations du
flux qui se déroulent profondément dans l'étoile. Par contre, l'abondance locale dépend aussi des variations
locales des
accélérations radiatives. Dans ces étoiles, la séparation chimique causée par la diffusion atomique affecte
30% du rayon externe de l'étoile.
Les modèles sont aussi comparés à plusieurs observations d'étoiles AmFm, HAeBe et de Population II dans
le but de caractériser le rôle que pourrait jouer la perte de masse en tant que processus qui inhibe
la diffusion atomique dans les zones stables de ces étoiles.
Les anomalies d'abondances observées à la surface de ces
étoiles sont reproduites par des modèles évolutifs qui
incluent la diffusion atomique et la perte de masse non-séparée. Les taux de perte de
masse considérés ne sont contraints que par les abondances en surface puisque leurs amplitudes sont
probablement trop petites pour être observées directement. Quant aux étoiles AmFm et HAeBe, les
observations d'abondances sont compatibles avec des taux de perte de masse qui sont au maximum 5 fois plus
élevés que le taux de perte de masse solaire, alors que les taux requis pour reproduire les observations
d'étoiles de Population II sont jusqu'à 50-100 fois plus élevés que le taux solaire. Des taux de perte
de masse plus petit que 10^{-14}Msol/an, qui permettent l'apparition d'une zone
convective due aux éléments du pic du fer, mènent à des abondances en surface qui ne sont pas compatibles
avec les observations. Les abondances en surface d'étoiles AmFm et de Population II sont régies par
la séparation chimique qui se déroule profondément dans l'étoile
Delta M/M_* allant de -5 à -6, alors que la
séparation se produit plus près de la surface Delta M/M_* plus près de -7 dans les étoiles HAeBe.
Par rapport aux modèles avec mélange turbulent, la perte de masse mène à une
distribution interne des
éléments très différente. Le mélange turbulent conduit à des
solutions pour lesquelles les
abondances sont homogènes depuis la surface jusque profondément dans l'étoile
(solution diffusive), alors que la perte de masse
permet la séparation chimique dès le bas de la zone convective de
surface (solution advective). Ce résultat pourrait peut-être permettre
à l'astérosismologie
de déterminer l'importance relative de ces deux processus dans
l'intérieur de ces étoiles. / Mass loss has been introduced in a stellar evolution code which takes into
account all the effects of atomic diffusion and
radiative accelerations for the 28 species
included in the OPAL opacity database. The physical properties of the
solutions are analyzed in detail. When the advective velocity induced by mass loss dominates the
inward settling velocity, the local flux
for a given element is determined by flux variations which occur deep within the star.
However, local
abundances are modulated by local variations in radiative
accelerations. Atomic diffusion affects the outer 30%
of the stellar radius of these stars.
The computed models are also compared
to observations of AmFm, HAeBe and Population II
stars in order to
determine to what extent mass loss competes with atomic diffusion
in the stable regions of these stars.
Mass loss rates are solely
constrained via surface abundances, since the mass loss rate amplitudes are likely too small
to be observed directly.
It is shown that most chemical anomalies observed at the
surface of these stars can be
reproduced by models with
unseparated mass loss. While AmFm and HAeBe abundance determinations
are compatible with mass loss rates
which are, at most,
5 times larger than the solar mass loss rate,
Population II stars require much larger
rates (50 to 100 times
the solar rate). Mass loss rates smaller than 10^{-14}Msun/yr which lead
to an iron peak convection zone are not compatible with
surface abundance observations.
Surface abundances in AmFm and Population II stars are shown
to be the result of
chemical separation
occurring deep within the star (Delta M/M_* between -5 and -6);
however, in HAeBe stars, for
which anomalies appear during the pre--main-sequence, the
separation occurs nearer the surface (Delta M/M_* = -7).
With respect to turbulent
mixing, mass loss leads to very
different internal abundance distributions. Whereas turbulent mixing
homogenizes abundances from the surface down to depths
well within the radiative zone (diffusive solution),
mass loss allows for
chemical stratification up to the bottom of the
surface convection zone (advective solution). This could
potentially allow for
asteroseismic tests
which could elucidate the relative
importance of both types of processes in these stars. / Cette thèse a été réalisée en cotutelle. Pour la forme, Gérard Jasniewicz était mon codirecteur 'officiel' en France, bien que mon codirecteur était plutôt Olivier Richard qui m'a encadré lorsque j'étais en France.
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