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M1 Astrophysique Université Paul Sabatier, Toulouse III Projet d'initiation à la recherche 20##
Profils sismiques de modèles minéralogiques du manteau martien
Frédéric Béjina, IRAP, DIP (Belin), [email protected], 05 61 33 26 01 Ludovic Margerin, IRAP, DIP (Belin), [email protected], 05 61 33 29 59 Micha Bystricky, IRAP, DIP (Belin), [email protected], 05 61 33 26 34
L’intérieur de Mars (structure et minéralogie) est beaucoup moins connu que celui de la Terre. La Terre bénéficie d’un siècle d’observations sismologiques qui nous donnent une image précise de sa structure interne et des mesures de paramètres physiques (densité, paramètres élastiques, etc.) de ses matériaux constitutifs. Les modèles de composition minéralogique de la Terre sont ainsi bien contraints par ces mesures. Pour Mars, les modèles de structure restent très “théoriques” et imprécis dû au manque de données de surface. Grâce au déploiement récent du sismomètre de la mission Mars Insight, les données sismiques martiennes apporteront, comme pour la Terre, de nouvelles contraintes fortes à ces modèles.
Notre projet consiste, à partir de modèles de composition du manteau martien (par ex., ceux de Dreibus & Wänke, 1985, et Sanloup et al., 1999) et différents aréothermes (température vs. profondeur), à calculer des profils de vitesses sismiques (Vp, Vs) en fonction de la profondeur (voir par ex., Mocquet et al., 1996). Une première étape consistera à calculer, grâce au code PERPLE_X (Connolly & Petrini, 2002), des modèles minéralogiques pour les différents aréothermes choisis. Ensuite, le code python BurnMan (Cottaar et al., 2014) sera employé pour le calcul des vitesses sismiques correspondant aux différents modèles minéralogiques. Cette deuxième étape nécessitera une recherche bibliographique des paramètres élastiques et de leur dépendance avec la pression et la température.
Les résultats de cette étude entrent dans le cadre de notre projet InSight/SEIS: Exploring Mars Interior with Random Seismic Wavefields And Experimental Mineralogy, qui vise à ajuster un modèle minéralogique du manteau martien aux futures données sismiques. Ils permettront aussi de mieux cerner les effets de la chimie et de la minéralogie sur les profils sismiques, ainsi que de choisir quelles sont les expériences importantes de mesures Vp, Vs en laboratoire qui restent à réaliser.
Bibliographie
1.Dreibus, Wänke, 1985, Mars, Meteoritics 20, 367–381. 2.Sanloup, Jambon, Gillet, 1999, Phys. Earth Planet. Int. 112, 43–54. 3.Mocquet,Vacher, Grasset, Sotin, 1996, Planet. Space Sci. 44, 1251–1268. 4.Connolly, Petrini, 2002, Journal of Metamorphic Petrology 20, 697-708. 5.Cottaar, Heister, Rose, Unterborn, 2014, Geochem. Geophys. Geosyst. 15, 1164–1179.
M1 Astrophysique Université Paul Sabatier, Toulouse IIIProjet d'initiation à la recherche 2019
Synchronisation spin-orbite, de la Lune aux exoplanètes
Dominique Toublanc, IRAP, PEPS (Roche), [email protected], 05 61 55 85 75
La Lune, par exemple, a une période de rotation égale à sa période de révolution autour de la Terre.C’est aussi le cas des principaux satellites de Jupiter et de Saturne. Cet état de synchronisation spin-orbite, ou résonance 1:1 est un état d’équilibre stable, atteint après le ralentissement progressif de larotation de la Lune depuis sa formation. En théorie, d’autres états de résonance spin-orbite p:q sontpossibles, d’ailleurs Mercure est en résonance 3:2, de nombreuses exoplanètes sont dans d’autresdomaines de résonance. L’analyse fine des écarts à la résonance stricte donne des informations surl’intérieur du corps considéré.L’objet de ce projet sera de comprendre les mécanismes permettant l’existence de ces résonances. Ilsera composé de 2 parties :• Etude analytique des équations régissant la rotation du satellite, de façon à retrouver la position et lastabilité de ces équilibres, en fonction des paramètres d’intérieur et orbitaux,• Simulations numériques de la rotation rigide. On pourra dans un premier temps retrouver destrajectoires de rotation d’un corps en résonance spin-orbite, puis simuler le ralentissement de larotation jusqu’à l’établissement d’un de ces équilibres.
Fig. 1 :Orbital pattern for the 4/3 resonance of Titan-Hyperion in the Saturnian satellitesystem. Titan librates with an amplitude of 9° about the equilibrium position at a. Theorbit of Hyperion is strongly perturbed by Titan.
Bibliographie
Dobbs-Dixon et al. The Astrophysical Journal, 610:464–476, 2004 July 20 Correia et al. Celest Mech Dyn Astr (2011) 111:105–130 Rambeaux & Bois, A&A 413, 381–393 (2004) Wisdom & Peale, ICARUS 58, 137-152 (1984) Murray & Dermott, 2000, in The Solar System Dynamics (Cambridge)
M1 Astrophysique Université Paul Sabatier, Toulouse III Projet d'initiation à la recherche 2019
Flèche du temps
Arturo López Ariste, IRAP, PS2E (Belin), [email protected], 05 61 33 47 16
Les mesures faibles, proposées par Aharonov et autres, tentent d’observer une fonction d’onde quantique sans pour autant provoquer son collapse dans l’un de ses états propres. Ces mesures ont deux attractifs immédiats: Le premier d’ordre pratique: elles permettent une amplification considérable d’un signal donnée. Grâce à de telles amplifications des effets considérés auparavant comme non-observables deviennent mesurables. Le deuxième est que le processus de mesure peut être interprété de deux façons radicalement différentes: Comme le résultat d’une interférence extrêmement subtile, délicate et improbable, ou comme le renversement de la flèche du temps entre deux mesures fortes (celles plus habituelles qui collassent la fonction d’onde).
Malgré l’audace de la deuxième explication, aucune expérience permet aujourd’hui de la prouver erronée ou correcte. Dans ce projet nous allons refaire l’experience de mesure faible de Ritchie et al. (1991) en vraie et dans l’ordinateur et comparer les observations avec les prédictions. Les mesures nous permettront de determiner l’inclinaison d’un faisceau laser à quelques secondes d’arc de précision à travers de mesures polarimétriques. Dans le processus nous nous demanderons sur la flèche du temps que, dans la table optique sera renversée pendant 1 ns, de croire la deuxième explication.
Le stage demande de petites connaissances en programmation (python de préférence), de connaissances basiques sur la polarisation de la lumière et sur la mécanique quantique et une dose d’audace dans l’esprit.
Bibliographie
- Ritchie, Story, Hulet. “Realization of a Measurement of a Weak Value”. Physical Review Letters 66, 1107 (1991)
- Aharonov, Albert, Vaidman “How the Result of a Measurement of a Component of the Spin of a Spin-1/2 particle can turn out to be 100”. Physical Review Letters 60, 1351 (1988)
Astrophysique Année 2019Université Paul SabatierProjet d'initiation à la recherche
Effet du contraste sur la variation de la granulation au cours du cycle solaire
Thierry Roudier et Jérôme Ballot, 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 rechercher des variations, au coursdu cycle de 11 ans, des propriétés de la surface solaire. Les premiers travaux (Muller et al 2018, 2017) montrent que cette variation est inférieure à 3 %.
Figure 1 : Image de la granulation solaire (satellite Hinode) (échelle :1 granule =surface de la France)
L’objectif du projet est de caractériser l’influence des variations de contraste sur la distribution des surfaces des granules durant le cycle solaire. L’origine des ces variations de contraste sera aussi recherchée. Cette étude s’effectuera à partir des observations du satellite HMI/SDO depuis l’été 2010 jusqu’en novembre 2018. Ces observations qui proviennent d’un même instrument au cours de toutes ces années ont l’avantage de fournir une série homogène de données. Les articles de référence sont : Does the solar granulation change with the activity cycle?Muller et al 2018 A&A 616, 87Latitude dependence of the solar granulation during the minimum of activity in 2009Muller et al 2017 A&A 598, 6
M1 Astrophysique Université Paul Sabatier, Toulouse IIIProjet d'initiation à la recherche 2019
Extraction de signaux polarisés à partir de spectres stellaires
Frédéric Paletou, Irap (Toulouse), [email protected], 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
M1 Astrophysique Université Paul Sabatier, Toulouse III Projet d'initiation à la recherche 2018-2019
Origine des halos de diffusion des rayons cosmiques autour des galaxies
Luigi Tibaldo, IRAP, GAHEC (Roche), [email protected], 05 61 55 77 78 Pierrick Martin, IRAP, GAHEC (Roche), [email protected], 05 61 55 76 22
Le rayonnement cosmique détecté au niveau du système solaire se compose principalement de particules accélérées par des objets énergétiques dans la Voie Lactée. Pour expliquer leur composition nous supposons que, avant de nous atteindre, ces particules diffusent pendant des millions d’années dans un halo qui s’étend sur plusieurs kpc perpendiculairement au plan galactique. L’existence de halos des particules relativistes autour des galaxies a été démontrée par les observations en radio et gamma.
Figure : Image en optique du disque de la galaxie NGC 891; les contours tracent l’émission radio synchrotron et révèlent le halo d’électrons relativistes qui entoure le disque [1]
Jusqu’à présent, l’existence du halo a été une hypothèse ad hoc dans les modèles de propagation des rayons cosmiques, et sa taille a été fixée pour reproduire les données. Récemment, des auteurs ont proposé un modèle qui explique l’origine du halo et ses propriétés comme résultat d’advection de turbulence engendrée par les restes de supernovas dans le disque galactique et génération d’ondes par les gradients de rayons cosmiques [2]. Les étudiant·e·s vont reproduire ces résultats grâce à une résolution numérique des equations couplées de transport pour les particules relativistes et la turbulence magnétique.
Bibliographie [1] Krause et al., 2009, Rev. Mex. AA, 36, 25 [2] Evoli et al., 2018, PRL, 121, 021 102
