We investigate the observational signatures of super-Earths (i.e., planets with. Earth-to-Neptune. mass), which are the most common type of exoplanet discovered to date, in their natal disks of gas and dust. Combining two-fluid global hydrodynamics simulations with a radiative transfer code, we calculate the distributions of gas and of submillimeter-sized dust in a disk perturbed by a super-Earth, synthesizing images in near-infrared scattered light and the millimeter-wave thermal continuum for direct comparison with observations. In low-viscosity gas (alpha (sic) 10(-4)), a super-Earth opens two annular gaps to either side of its orbit by the action of Lindblad torques. This double gap and its associated gas pressure gradients cause dust particles to be dragged by gas into three rings: one ring sandwiched between the two gaps, and two rings located at the gap edges farthest from the planet. Depending on the. system parameters, additional rings may manifest for a single planet. A double gap located at tens of au. from a host star in Taurus can be detected in the dust continuum by the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) at an angular resolution of similar to 0".03 after two hours of integration. Ring and gap features persist in a variety of background disk profiles, last for thousands of orbits, and change their relative positions and dimensions depending on the speed and direction of planet migration. Candidate double gaps have been observed by ALMA in systems such as. HL Tau (D5 and D6) and TW Hya (at 37 and 43 au); we submit that each double gap is carved by one super-Earth in nearly inviscid gas.

Le rôle des tourbillons anticycloniques dans l'évolution des disques protoplanétaires et, en particulier, dans les mécanismes de formation des planétésimaux, est au coeur des défis actuels de l'astrophysique moderne. C'est pourquoi une étude approfondie de leur structure et de leur dynamique est primordiale.Grâce à un outil numérique spécifiquement développé pour l'étude des disques, nous avons revisité l'Instabilité en Ondes de Rossby dans le régime non linéaire, et découvert l'existence d'une cascade des modes de perturbation qui permet de mieux comprendre la formation des tourbillons par cette instabilité.Leur structure à été décrite par un modèle gaussien innovant, remarquablement en accord avec les résultats numériques. Grâce à un échantillon de près de 300 tourbillons, nous avons borné le domaine des dimensions radiales, azimutales et de la vorticité. Deux familles de tourbillons possibles ont été distinguées : (i) les tourbillons incompressibles, stables et quasi-stationnaires; (ii) les tourbillons compressibles, très mobiles et associés à l'émission d'ondes de densité. Leur persistance sur plus de 1000 rotations confirme l'observabilité de tous ces tourbillons. Enfin, nous avons caractérisé leur migration vers l'étoile en fonction de leur géométrie, du gradient de pression et de l'échelle de hauteur du disque. Pour la première fois, une expression analytique permet d'estimer le taux de migration en fonction de ces paramètres; l'échelle de temps pour tomber sur étoile peut aller de 10^6 à 100 rotations. Suivant un modèle de viscosité alpha, la perte de moment cinétique pourrait être suffisante pour maintenir un taux d'accrétion significatif dans la zone morte. / The role of anticyclonic vortices in the protoplanetary disk evolution and in how do planetesimals form are among the most important chalenges of the modern astrophysics. That is why an exhaustive study of the structure and the evolution of these vortices is necessary.Thanks to a numerical code specificly designed for the study of these disks, we have revisited the Rossby Wave Instability in the nonlinear regime, and have discovered that a cascade of the perturbation modes can explain the formation of the vortices created by this instability.We have described the structure of these Rossby vortices with a new gaussian vortex model, which accurately fits the numerical results. A sample of 300 different vortices led us to define the bondaries of the radial and azimuthal extent as well as the vorticity of the vortices. We have distinguished two main families : (i) the incompressible family, which is stable and quasi stationnary ; (ii) the compressible family, moving and exciting density waves. We found them surviving more than 1000 orbits, a clear confirmation of their observability.Finaly, we have caracterized the inward migration of the vortices as a fonction of their shape, their vorticity, but also of the pressure gradient and the scale height of the disk. For the first time, we exhibit a equation relating the migration rate to these parameters. The time scale of the migration ranges from 10^6 to just 100 rotations of the disk. Extremely steep pressure gradients are needed to reverse the migration to an outward regime. Following the alpha viscosity approch, the loss of kinetic momentum due to this migration would be sufficient to sustain the accretion in the dead zone.

We have imaged GM Aurigae with the Hubble Space Telescope, detected its disk in scattered light at 1400 and 1650 angstrom, and compared these with observations at 3300 angstrom, 5550 angstrom, 1.1 mu m, and 1.6 mu m. The scattered light increases at shorter wavelengths. The radial surface brightness profile at 3300 angstrom shows no evidence of the 24 au radius cavity that has been previously observed in submillimeter observations. Comparison with dust grain opacity models indicates that. the surface of the entire disk is populated with submicron grains. We have compiled a. spectral energy distribution from 0.1 mu m to 1 mm. and used it to constrain a model of the star + disk system that includes the submillimeter cavity using the Monte Carlo radiative transfer code by Barbara Whitney. The best-fit model image indicates that the cavity should be detectable in the F330W bandpass if the cavity has been cleared of both large and small dust grains, but we do not detect it. The lack of an observed cavity can be explained by the presence of submicron grains interior to the submillimeter cavity wall. We suggest one explanation for this that. could be due to a planet of mass <9 M-J interior to 24 au. A unique cylindrical structure is detected in the far-UV data from the Advanced Camera for Surveys/ Solar Blind Channel. It is aligned along the system semiminor axis, but does not resemble an accretion-driven jet. The structure is limb. brightened and extends 190 +/- 35 au above the disk midplane. The inner radius of the limb. brightening is 40 +/- 10 au, just beyond the submillimeter cavity wall.

In this licentiate thesis, I consider debris disks from an observational, astronomical viewpoint, but also discuss a potential astrobiological application. Debris disks are essentially disks of dust and rocks around main-sequence stars, analogue to the Kuiper- or the asteroid belt in our solar system. Their observation and theoretical modeling can help to constrain planet formation models and help in the understanding of the history of the solar system. After a general introduction into the field of debris disks and some basic debris disk physics, the thesis concentrates on the observation of gas in debris disks. The possible origins of this gas and its dynamics are discussed and it is considered what it can tell us about the physical conditions in the disk and possibly about the dust composition. In this way, the paper associated with this thesis (dealing with the gas in the β Pic debris disk) is set into context. More in detail, we observed the CII emission originating from the carbon-rich β Pic disk with Herschel HIFI and attempted to constrain the spatial distribution of the gas from the shape of the emission line. This is necessary since the gas production mechanism is currently unknown, but can be constraint by obtaining information about the spatial profile of the gas. The last part of the thesis describes our preliminary studies of the possibility of a debris disk containing biomarkers, created by a giant impact on a life-bearing exoplanet.

La détection des exoplanètes et de l’environnement d’étoiles jeunes tel que les disques de débris fait face à deux difficultés majeures : d’une part, la faible distance angulaire entre le compagnon (ou le disque) et son étoile hôte, et d’autre part, le contraste élevé entre les deux composantes en terme de flux. L’interférométrie est une des techniques permettant de palier ces deux problématiques en apportant une détection à la fois à haute résolution angulaire et à haute dynamique. C’est tout particulièrement le cas dans la mise en oeuvre de l’interférométrie annulante, aussi appelée interférométrie en frange noire, lors de laquelle on vient éteindre le flux de l’étoile principale grâce aux propriétés de cohérence de la lumière.On recombine la lumière issue de deux télescopes ou plus de sorte à faire interférer destructivement les photons provenant de l’étoile principale et constructivement pour les photons venant du compagnon ou du disque environnant. Mon travail de thèse s’inscrit dans ce cadre, avec l’étude de données observationnelles de huit disques de débris réalisées au Very Large Telescope, grâce à la technique interférométrique de masquage de pupille. Lors de cette étude j’ai réalisé la réduction des données interférométriques et une analyse des termes de clôtures de phase. Puisque aucun compagnon n’a été détecté dans les données, j’en ai déduit les limites de détection en termes de luminosité et de masse estimée à l’aide d’isochrones issue de modèle d’évolution.Ma thèse à également consisté en une composante expérimentale, avec la conception et l’étalonnage de l’instrument FIRST-IR (Fibered Imager foR a Single Telescope InfraRed) en laboratoire, à l’Observatoire de Meudon. Cet instrument est un interféromètre qui associe la technique de réarrangement de pupille fibré et la recombinaison de la lumière paroptique intégrée. Le type d’optique intégrée étudié ici est un composant optique planaire sur lequel des guides d’ondes ont été gravés. l’optique intégrée est de type nuller et prend en entrée le flux de quatre sous-pupilles. Les guides sont agencés selon une certaine architecture permettant de réaliser dans un premier temps une fonction annulante sur trois bases puis une mesure des franges d’interférence sur les trois voies annulées. J’ai réalisé un étalonnage complet de cette optique intégrée ainsi que des mesures de clôture de phase.En conclusion, j’ai pu montrer la viabilité de l’instrument FIRST-IR avec ce nouveau concept d’optique intégrée de type nuller. En particulier j’ai démontré que la mesure de la clôture de phase reste stable pour une cible point source, quel que soit le taux d’annulation interférométrique appliqué. / The detection of exoplanets and young stars environment such as debris disks deals with two major difficulties: on one hand, the low angular distance between companion (or disk) and its host star, and on the other hand, the high contrast of flux between the two components. Interferometry is one of the techniques that solves these two issues. It is particularly the case in the application of nulling interferometry, in which we extinguish the flux from the main star thanks to coherence properties of the light.My thesis work takes part in this context, with the study of eight debris disks observationnal data made at the Very Large Telescope, using the Sparse Aperture Maskig interferometric technique. I achieved the data reduction and the analysis of closure phases. As no companion was found in the data, I derived detection limits in terms of luminosity and estimated mass.My thesis also consisted in an instrumental part, with the conception of the FIRST-IR (Fibered Imager foR a Single Telescope InfraRed) instrument in laboratory. This instrument is an interferometer which associates fibered pupil remapping technique and integrated optic based recombination of light.To conclude, I have shown the viability of FIRST-IR instrument using this new integrated optic based nuller architecture. Particularly, I demonstrated that closure phase remains stable for a source point target, regardless of the nulling level applied.

Indiana University-Purdue University Indianapolis (IUPUI) / Monitoring lake quality remotely offers an economically feasible approach as opposed to in-situ field data collection. Researchers have demonstrated that lake clarity can be successfully monitored through the analysis of remote sensing. Evaluating satellite imagery, as a means of water quality detection, offers a practical way to assess lake clarity across large areas, enabling researchers to conduct comparisons on a large spatial scale. Landsat data offers free access to frequent and recurring satellite images. This allows researchers the ability to make temporal comparisons regarding lake water quality. Lake water quality is related to turbidity which is associated with clarity. Lake clarity is a strong indicator of lake health and overall water quality. The possibility of detecting and monitoring lake clarity using Landsat8 mean brightness values is discussed in this report. Lake clarity is analyzed in three different reservoirs for this study; Brookeville, Geist, and Eagle Creek. In-situ measurements obtained from Brookeville Reservoir were used to calibrate reflectance from Landsat 8’s Operational Land Imager (OLI) satellite. Results indicated a correlation between turbidity and brightness values, which are highly correlated in algal dominated lakes.

We use Integral Field Unit (IFU) data for a subset of galaxies in the MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory) sample to investigate the environmental dependence of H-alpha properties for nearby star-forming galaxies. We characterize the non-AGN H-alpha emission for galaxies living in different host environments with radial gradient measurements, half-light radii, as well as measures of concentration and asymmetry. We find that global specific star formation rates (sSFR) are lower in nearby star-forming galaxies in groups and clusters compared to those in the field, and the lowest in high density environments such as group or cluster centres. From the resolved data we find that the overall reduction in H-alpha emission in star-forming galaxies in denser environments occurs across the face of these galaxies, suggesting starvation as a primary quenching mechanism. We further find that H-alpha disks are truncated in group galaxies that live nearer the center of the halo compared to those in the outer halo or field, which may be due to ram pressure stripping in these dense environments. / Thesis / Master of Science (MSc) / In order to understand the evolution of galaxies over time, it is necessary to determine the relative importance of external and internal factors that affect galaxy star formation. We know that galaxies in dense environments have less star formation (are quenched) compared to galaxies in the field. However, the mechanisms that dominate this quenching are less well constrained. We use a sample of galaxies in the Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory (MaNGA) survey to investigate the dependence of star formation on other galaxy properties as well as properties of the host environment. We find that galaxies have reduced H-alpha emission, a signature of star formation, across the entire face of the galaxy in groups and clusters compared to galaxies in the field. We further find that galaxies nearer the centre of the group or cluster halo have truncated H-alpha disks compared to galaxies in the outer part of the halo or in the field.

J'ai effectué une étude des éléments C, N, et O dans les atmosphères d'étoiles chimiquement particulières de la séquence principale, où ils sont sous-abondants et répartis de manière inhomogène. J'ai recensé les processus physiques qu'il faut inclure dans les calculs d'accélération radiative et montré leur importance relative. Des améliorations majeures par rapport aux approximations usuelles ont été obtenues grâce à l'utilisation systématique des données atomiques du projet OPACITY. Elles permettent de calculer précisément la dépendance en fréquence des opacités, et d'améliorer l'évaluation des largeurs de raies. Les contributions des raies et de la photoionisation sont calculées pour chaque ion et l'accélération totale sur un élément donné est obtenue grâce à un modèle prenant en compte les réactions rapides entre ions. Les accélérations radiatives calculées pour le carbone, l'azote, et l'oxygène, les poussant vers le haut, apparaissent inférieures à la gravité dans tous les modèles d'enveloppe considérés (étoiles de type A à F), pour une large gamme de paramètres, expliquant leurs déficits marquées à la surface de la plupart des étoiles chimiquement particulières. Des tables donnant d'une part l'opacité de ces éléments, d'autre part leur accélération radiative sur une grille contenant de nombreuses conditions de plasma permettent d'effectuer des calculs d'évolution stellaire prenant en compte tous les aspects de la diffusion des éléments C, N, et O, les plus abondants après H et He. <br /> <br />Je me suis ensuite intéressé aux étoiles de type lambda Bootis, un petit sous-groupe singulier d'étoiles chimiquement particulières, dont les anomalies d'abondance ne sont pas expliquées par le modèle de la diffusion radiative. Il s'agirait plutôt d'étoiles jeunes, encore entourées des restes du disque à partir duquel elles se sont formées, et dont elles accrèteraient un gaz appauvri en éléments lourds, ceux-ci s'étant condensés en grains. Afin de vérifier cette hypothèse, nous avons recherché la signature de matière circumstellaire dans le spectre de ces étoiles. Peu d'étoiles de notre échantillon montrent un tel indice et nos résultats suggèrent une anti-corrélation entre la présence de gaz ou de poussières, pouvant caractériser deux états différents dans l'évolution du disque protostellaire. Au cours de cette étude, nous avons découvert par hasard le premier cas de pulsations non radiales dans une étoile de type lambda Bootis, puis montré qu'elles sont communes dans ce groupe. L'identification des modes de pulsation permet de remonter à la structure interne de ces étoiles et à leur état d'évolution, permettant ainsi de tester le modèle d'accrétion. <br /> <br />Mon étude des environnements circumstellaires des étoiles lambda Bootis m'a conduit à m'intéresser aux disques protoplanétaires. Jusqu'à récemment, nous n'avions observé qu'un seul système solaire (le nôtre) dans lequel nous pouvions tester notre compréhension du processus de formation de planètes. Maintenant, plus d'une centaine de planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles et les contraintes sur les modèles théoriques sont devenues très serrées. Nous savons que, dans la nébuleuse solaire, les particules de poussière de la taille du micron se sont agglomérées pour former des planètes, objets 10^13 à 10^14 fois plus grands. Bien qu'il y ait beaucoup de travail réalisé sur les dernières étapes de cette formation, et sur la migration de planètes déjà formées, peu de travail a été fait pour développer des modèles hydrodynamiques décrivant l'interaction du gaz et de la poussière dans les disques proto-planétaires. Nous développons un code hydrodynamique SPH permettant de modéliser cette interaction, principalement par la force de friction, entre deux phases: du gaz et des grains de poussière d'une taille donnée. Nous obtenons ainsi la répartition spatiale des grains dans le disque en fonction de leur taille. Ce travail correspond à la thèse de Laure Barrière-Fouchet, qui se termine en 2005. Nous projetons ensuite d'ajouter les mécanismes de coagulation, croissance, et évaporation des grains de poussière en modélisant plusieurs phases pour différentes tailles de grains et la variation du nombre de particules dans chaque phase qui en résulte. Ceci permettra de caractériser les zones du disque les plus favorables à la formation de planétésimaux. Ensuite, il s'agira d'explorer plus profondément les mécanismes de formation de planètes. En effet, si l'on arrive assez bien à faire croître les grains microscopiques jusqu'à une taille de l'ordre du centimètre, les collisions entre ces gros grains les refragmentent et empêchent de dépasser cette taille. Plusieurs solutions sont à envisager pour permettre de passer ce cap: diminution des vitesses de collisions dans les régions plus denses, rôle de la turbulence, etc... <br /> <br />Un peu à part de mes travaux précédents, avec mes collègues de l'ESO, j'ai observé et pris le premier spectre de la contrepartie optique du sursaut gamma GRB980425, qui s'est avéré être une supernova très particulière: SN1998bw. Son spectre en évolution rapide ne permettait pas de classer cette supernova, la première à être associée à un sursaut gamma, dans les types connus. Notre équipe a suivi régulièrement l'évolution de sa courbe de lumière et de son spectre, la somme de données recueillie ayant conduit à un modèle d'hypernova.

The last twenty-five years have seen our understanding of the formation and abundance of planets revolutionised, thanks to the first detections of debris discs, and, a decade later, of the first extrasolar planets. Hardly a week now goes by without a planet discovery, and the range of methods used to search for planets has expanded to include techniques that are efficient at detecting different types of planets. By combining the discoveries of the various methods, we therefore have the opportunity to build a picture of planet populations across the Galaxy. In this thesis, I am presenting work done as a basis towards such an effort: first I present work carried out to improve modelling methods for gravitational microlensing events. Since the first microlensing observing campaigns, the amount of data of anomalous events has been increasing ever faster, meaning that the time required to model all observed anomalous events is putting a strain on available human and computational resources. I present work to develop a method to fit anomalous microlensing events automatically and show that it is possible to conduct a thorough and unbiased search of the parameter space, illustrating this by analysing an event from the 2007 observing season. I then discuss the possible models found with this method for this event, and their implication (Kains et al. 2009), and find that this algorithm locates good-fit models in regions of parameters that would have been very unlikely to be found using standard modelling methods. Results indicate that it is necessary to use a full Bayesian approach, in order to include prior information on the parameters. I discuss the analytical priors calculated by Cassan et al. (2009) and suggest a possible form of an automatic fitting algorithm by incorporating these priors in the algorithm used by Kains et al. (2009). Another topic with which this thesis is concerned is the evolution of debris discs around solar-type stars. Late-type stars are expected to be the most numerous host stars of planets detected with the microlensing technique. Understanding how their debris discs evolve equates to understanding the earliest stages of planet formation around these stars, allowing us to truly put our Solar System in perspective. Using the analytical model of Wyatt et al. (2007a), I modelled the evolution of infrared excess flux at 24 and 70 microns using published data of debris discs around solar-type (spectral types F, G and K) stars from the Spitzer Space Telescope. By comparing the results of this study to an analogous study carried out by for A stars by Wyatt et al. (2007b), I find that although best-fit parameters are significantly different for solar-type stars, this may be due to the varying number of inefficient emitters around stars of different spectral types. I suggest that although effective properties are different by an order of magnitude or more, intrinsic properties, while still different, are so by a much smaller factor. These differences may be due to the longer timescales over which solar-type stars evolve, which allow for the formation of larger and stronger planetesimals.

We report ALMA Cycle 2 observations of 230 GHz (1.3 mm) dust continuum emission, and (CO)-C-12, (CO)-C-13, and (CO)-O-18 J = 2-1 line emission, from the Upper Scorpius transitional disk [PZ99] J160421.7-213028, with an angular resolution of similar to 0''.25 (35 au). Armed with these data and existing H-band scattered light observations, we measure the size and depth of the disk's central cavity, and the sharpness of its outer edge, in three components: sub-mu m-sized "small" dust traced by scattered light, millimeter-sized "big" dust traced by the millimeter continuum, and gas traced by line emission. Both dust populations feature a cavity of radius similar to 70 au that is depleted by factors of at least 1000 relative to the dust density just outside. The millimeter continuum data are well explained by a cavity with a sharp edge. Scattered light observations can be fitted with a cavity in small dust that has either a sharp edge at 60 au, or an edge that transitions smoothly over an annular width of 10 au near 60 au. In gas, the data are consistent with a cavity that is smaller, about 15 au in radius, and whose surface density at 15 au is 10(3 +/- 1) times smaller than the surface density at 70 au; the gas density grades smoothly between these two radii. The CO isotopologue observations rule out a sharp drop in gas surface density at 30 au or a double-drop model, as found by previous modeling. Future observations are needed to assess the nature of these gas and dust cavities (e.g., whether they are opened by multiple as-yet-unseen planets or photoevaporation).