Pauli distorted double folded potential

The enhancement in the production of even-Z nuclei observed in nuclear fission has also been observed in fragments produced from heavy ion collsions. Beams of 40Ar, 40Cl, and 40Ca at 25 MeV/nucleon were impinged on 58Fe and 58Ni targets. The resulting fragments were detected using the MSU 4pi detector array, which had additional silicon detectors for better isotopic resolution. Comparison of the ratios of yields for each element showed enhancement of even-Z fragment production. The enhancement was more pronounced for reactions with a greater difference in the N/Z of the compound system. However, this effect was less for systems that were more neutron rich. The average N/Z for fragments also displayed an odd-even effect with a lower average N/Z for the even-Z fragments. This is related to the greater availability of neutron-poor isotopes for even-Z nuclei

New magnetotelluric data trough the boundary between the Ossa Morena and Centroiberian Zones

The south-western part of the Iberian Peninsula, including the southern branch of the Iberian Massif, has recently been the subject of several magnetotelluric (MT) studies. This area is made up of three different tectonic terranes: the South Portuguese Zone (SPZ), the Ossa Morena Zone (OMZ) and the Central Iberian Zone (CIZ). The boundaries between these zones are considered to be sutures, which appear as high electrical conductivity anomalies in the MT surveys. The OMZ is characterised by a conductive layer at middle-lower crustal levels. To investigate the continuity of this conductive layer into the CIZ, a new MT profile was carried out. This 75-km long ENE profile goes through the boundary between the OMZ and the CIZ. The results of a two-dimensional magnetotelluric inversion revealed a high-conductivity anomaly in the transition OMZ/CIZ (the so-called Central Unit), which is interpreted as due to interconnected graphite along shear planes. High-conductivity anomalies appeared in the middle crust of the CIZ, whose geometry and location are consistent with the conductive layer previously found in the OMZ, thus confirming the prolongation of the conductive layer into the CIZ. The top of this layer correlated spatially with a broad reflector detected by a seismic profile previously acquired in the same area. This, together with other geological and petrological evidence, points to a common origin for both features.

Gaia photometry for white dwarfs

Context. White dwarfs can be used to study the structure and evolution of the Galaxy by analysing their luminosity function and initial mass function. Among them, the very cool white dwarfs provide the information for the early ages of each population. Because white dwarfs are intrinsically faint only the nearby (~ 20 pc) sample is reasonably complete. The Gaia space mission will drastically increase the sample of known white dwarfs through its 5-6 years survey of the whole sky up to magnitude V = 20-25. Aims. We provide a characterisation of Gaia photometry for white dwarfs to better prepare for the analysis of the scientific output of the mission. Transformations between some of the most common photometric systems and Gaia passbands are derived. We also give estimates of the number of white dwarfs of the different galactic populations that will be observed. Methods. Using synthetic spectral energy distributions and the most recent Gaia transmission curves, we computed colours of three different types of white dwarfs (pure hydrogen, pure helium, and mixed composition with H/He = 0.1). With these colours we derived transformations to other common photometric systems (Johnson-Cousins, Sloan Digital Sky Survey, and 2MASS). We also present numbers of white dwarfs predicted to be observed by Gaia. Results. We provide relationships and colourcolour diagrams among different photometric systems to allow the prediction and/or study of the Gaia white dwarf colours. We also include estimates of the number of sources expected in every galactic population and with a maximum parallax error. Gaia will increase the sample of known white dwarfs tenfold to about 200 000. Gaia will be able to observe thousands of very cool white dwarfs for the first time, which will greatly improve our understanding of these stars and early phases of star formation in our Galaxy.

Gaia photometry for white dwarfs

Context. White dwarfs can be used to study the structure and evolution of the Galaxy by analysing their luminosity function and initial mass function. Among them, the very cool white dwarfs provide the information for the early ages of each population. Because white dwarfs are intrinsically faint only the nearby (~ 20 pc) sample is reasonably complete. The Gaia space mission will drastically increase the sample of known white dwarfs through its 5-6 years survey of the whole sky up to magnitude V = 20-25. Aims. We provide a characterisation of Gaia photometry for white dwarfs to better prepare for the analysis of the scientific output of the mission. Transformations between some of the most common photometric systems and Gaia passbands are derived. We also give estimates of the number of white dwarfs of the different galactic populations that will be observed. Methods. Using synthetic spectral energy distributions and the most recent Gaia transmission curves, we computed colours of three different types of white dwarfs (pure hydrogen, pure helium, and mixed composition with H/He = 0.1). With these colours we derived transformations to other common photometric systems (Johnson-Cousins, Sloan Digital Sky Survey, and 2MASS). We also present numbers of white dwarfs predicted to be observed by Gaia. Results. We provide relationships and colour-colour diagrams among different photometric systems to allow the prediction and/or study of the Gaia white dwarf colours. We also include estimates of the number of sources expected in every galactic population and with a maximum parallax error. Gaia will increase the sample of known white dwarfs tenfold to about 200 000. Gaia will be able to observe thousands of very cool white dwarfs for the first time, which will greatly improve our understanding of these stars and early phases of star formation in our Galaxy.

Gamma-ray emission from massive young stellar objects

Context.Massive stars form in dense and massive molecular cores. The exact formation mechanism is unclear, but it is possible that some massive stars are formed by processes similar to those that produce the low-mass stars, with accretion/ejection phenomena occurring at some point of the evolution of the protostar. This picture seems to be supported by the detection of a collimated stellar wind emanating from the massive protostar IRAS 16547-4247. A triple radio source is associated with the protostar: a compact core and two radio lobes. The emission of the southern lobe is clearly non-thermal. Such emission is interpreted as synchrotron radiation produced by relativistic electrons locally accelerated at the termination point of a thermal jet. Since the ambient medium is determined by the properties of the molecular cloud in which the whole system is embedded, we can expect high densities of particles and infrared photons. Because of the confirmed presence of relativistic electrons, inverse Compton and relativistic Bremsstrahlung interactions are unavoidable. Aims.We aim to make quantitative predictions of the spectral energy distribution of the non-thermal spots generated by massive young stellar objects, with emphasis on the particular case of IRAS 16547-4247. Methods.We study the high-energy emission generated by the relativistic electrons which produce the non-thermal radio source in IRAS 16547-4247. We also study the result of proton acceleration at the terminal shock of the thermal jet and make estimates of the secondary gamma rays and electron-positron pairs produced by pion decay. Results.We present spectral energy distributions for the southern lobe of IRAS 16547-4247, for a variety of conditions. We show that high-energy emission might be detectable from this object in the gamma-ray domain. The source may also be detectable in X-rays through long exposures with current X-ray instruments. Conclusions.Gamma-ray telescopes such as GLAST, and even ground-based Cherenkov arrays of new generation can be used to study non-thermal processes occurring during the formation of massive stars.

Leaving the Dark ages with AMIGA

We present an Analytic Model of Intergalactic-medium and GAlaxy (AMIGA) evolution since the dark ages. AMIGA is in the spirit of the popular semi-analytic models of galaxy formation, although it does not use halo merger trees but interpolates halo properties in grids that are progressively built. This strategy is less memory-demanding and allows one to start modeling at sufficiently high redshifts and low halo masses to have trivial boundary conditions. The number of free parameters is minimized by making a causal connection between physical processes usually treated as independent of each other, which leads to more reliable predictions. However, the strongest points of AMIGA are the following: (1) the inclusion of molecular cooling and metal-poor, population III (Pop III) stars with the most dramatic feedback and (2) accurate follow up of the temperature and volume filling factor of neutral, singly ionized, and doubly ionized regions, taking into account the distinct halo mass functions in those environments. We find the following general results. Massive Pop III stars determine the intergalactic medium metallicity and temperature, and the growth of spheroids and disks is self-regulated by that of massive black holes (MBHs) developed from the remnants of those stars. However, the properties of normal galaxies and active galactic nuclei appear to be quite insensitive to Pop III star properties due to the much higher yield of ordinary stars compared to Pop III stars and the dramatic growth of MBHs when normal galaxies begin to develop, which cause the memory loss of the initial conditions.

Multidata inverse problems and Bayesian solution methods in astronomy

Statistical analyses of measurements that can be described by statistical models are of essence in astronomy and in scientific inquiry in general. The sensitivity of such analyses, modelling approaches, and the consequent predictions, is sometimes highly dependent on the exact techniques applied, and improvements therein can result in significantly better understanding of the observed system of interest. Particularly, optimising the sensitivity of statistical techniques in detecting the faint signatures of low-mass planets orbiting the nearby stars is, together with improvements in instrumentation, essential in estimating the properties of the population of such planets, and in the race to detect Earth-analogs, i.e. planets that could support liquid water and, perhaps, life on their surfaces. We review the developments in Bayesian statistical techniques applicable to detections planets orbiting nearby stars and astronomical data analysis problems in general. We also discuss these techniques and demonstrate their usefulness by using various examples and detailed descriptions of the respective mathematics involved. We demonstrate the practical aspects of Bayesian statistical techniques by describing several algorithms and numerical techniques, as well as theoretical constructions, in the estimation of model parameters and in hypothesis testing. We also apply these algorithms to Doppler measurements of nearby stars to show how they can be used in practice to obtain as much information from the noisy data as possible. Bayesian statistical techniques are powerful tools in analysing and interpreting noisy data and should be preferred in practice whenever computational limitations are not too restrictive.

Neutronisäteilylle altistuminen käytetyn polttoaineen siirrossa Olkiluodon voimalaitoksella

Tässä työssä on tutkittu OL1/OL2-ydinvoimalaitosten käytetyn polttoaineen siirrossa aiheutuvaa altistusta neutronisäteilylle. Käytetty polttoaine siirretään vedellä täytetyssä käytetyn polttoaineen siirtosäiliössä Castor TVO:ssa OL1/OL2-laitoksilta käytetyn polttoaineen varastolle. Siirtotyön aikana useat eri ammattiryhmiin kuuluvat henkilöt työskentelevät siirtosäiliön välittömässä läheisyydessä, altistuen käytetystä polttoaineesta emittoituvalle fotoni- ja neutronisäteilylle. Aikaisemmista neutronisäteilyannosten mittauksista on todettu, ettei jatkuvalle altistuksen seurannalle ole ollut tarvetta. Tämän työn tarkoitus on selvittää teoreettisilla laskelmilla siirtotyöhön osallistuvan henkilön mahdollisuus saada kirjausrajan ylittävä annos neutronisäteilyä. Neutronisäteilyn annosnopeudet siirtosäiliötä ympäröivässä tilassa on laskettu yhdysvaltalaisella Monte Carlo-menetelmään perustuvalla MCNP-ohjelmalla. MCNP:llä mallinnettiin siirtosäiliö, siirtosäiliön sisältämä polttoaine ja ympäröivä tila kolmella jäähtymisajalla ja kolmella keskimääräisellä maksimipoistopalamalla. Polttoainenippujen isotooppikonsentraatiot ja säteilylähteiden voimakkuudet on laskettu Studsvik SNF-ohjelmalla. Simuloinnin perusteella voidaan todeta, ettei neutronisäteilyannosten jatkuvalle seurannalle ole tarvetta käytetyn polttoaineen siirrossa. Vaikka neutronisäteilyn annosnopeudet voivat nousta siirtosäiliön läheisyydessä suhteellisen suuriksi, ovat siirtosäiliön lähellä tehtävät työt niin lyhytaikaisia, että kirjausrajan ylitystä voidaan pitää hyvin epätodennäköisenä. Johtopäätökset varmistetaan työssä suunnitellulla mittausjärjestelyllä.

Solar Twins and Solar Analogues in Galactic Surveys.

The Sun is a crucial benchmark for how we see the universe. Especially when it comes to the visible range of the spectrum, stars are commonly compared to the Sun, as it is the most thoroughly studied star. In this work I have focussed on two aspects of the Sun and how it is used in modern astronomy. Firstly, I try to answer the question on how similar to the Sun another star can be. Given the limits of observations, we call a solar twin a star that has the same observed parameters as the Sun within its errors. These stars can be used as stand-in suns when doing observations, as normal night-time telescopes are not built to be pointed at the Sun. There have been many searches for these twins and every one of them provided not only information on how close to the Sun another star can be, but also helped us to understand the Sun itself. In my work I have selected _ 300 stars that are both photometrically and spectroscopically close to the Sun and found 22 solar twins, of which 17 were previously unknown and can therefore help the emerging picture on solar twins. In my second research project I have used my full sample of 300 solar analogue stars to check the temperature and metallicity scale of stellar catalogue calibrations. My photometric sample was originally drawn from the Geneva-Copenhagen-Survey (Nordström et al. 2004; Holmberg et al. 2007, 2009) for which two alternative calibrations exist, i.e. GCS-III (Holmberg et al. 2009) and C11 (Casagrande et al. 2011). I used very high resolution spectra of solar analogues, and a new approach to test the two calibrations. I found a zero–point shift of order of +75 K and +0.10 dex in effective temperature and metallicity, respectively, in the GCS-III and therefore favour the C11 calibration, which found similar offsets. I then performed a spectroscopic analysis of the stars to derive effective temperatures and metallicities, and tested that they are well centred around the solar values.

Étude spectroscopique d'étoiles naines blanches riches en hélium de type DB et DBA

De nouveaux modèles d'atmosphère sont présentés, incluant les profils de raie d'hélium neutre améliorés de Beauchamp (1995) et le formalisme de probabilité d'occupation pour ce même atome. Ces modèles sont utilisés pour calculer une grille de spectres synthétiques correspondant à des atmosphères riches en hélium et contenant des traces d'hydrogène. Cette grille est utilisée pour déterminer les paramètres atmosphériques principaux des étoiles de notre échantillon, soient la température effective, la gravité de surface et l'abondance d'hydrogène. Notre échantillon contient des spectres visibles de haut rapport signal-sur-bruit pour 102 naines blanches riches en hélium, dont 29 ont été observés au cours de ce projet, ce qui en fait le plus grand échantillon de spectres de qualité de naines blanches riches en hélium. Des spectres synthétiques ont été calculés en utilisant différentes valeurs du paramètre α de la théorie de la longueur de mélange dans le but de calibrer empiriquement la valeur de ce paramètre pour les DB. Afin d'améliorer la précision sur les paramètres atmosphériques de quelques étoiles, nous avons utilisé des spectres couvrant la raie Hα pour mieux déterminer l'abondance d'hydrogène. Finalement, nous avons calculé la distribution de masse de notre échantillon et la fonction de luminosité des DB. La distribution de masse montre une coupure à 0.5 fois la masse solaire qui est prédite par les modèles d'évolution stellaire et dévoile une masse moyenne significativement plus élevée pour les étoiles de type DBA. La masse moyenne de l'ensemble des DB et DBA est très proche de celle des DA. La fonction de luminosité nous permet de calculer que le rapport du nombre de DB sur le nombre de DA vaut environ 25%.

Étude de la réponse du détecteur ATLAS-MPX aux neutrons rapides

Les détecteurs ATLAS-MPX sont des détecteurs Medipix2-USB recouverts de convertisseurs de fluorure de lithium et de polyéthylène pour augmenter l’efficacité de détection des neutrons lents et des neutrons rapides respectivement. Un réseau de quinze détecteurs ATLAS-MPX a été mis en opération dans le détecteur ATLAS au LHC du CERN. Deux détecteurs ATLAS-MPX de référence ont été exposés à des sources de neutrons rapides 252 Cf et 241 AmBe ainsi qu’aux neutrons rapides produits par la réaction 7Li(p, xn) pour l’étude de la réponse du détecteur à ces neutrons. Les neutrons rapides sont principalement détectés à partir des protons de recul des collisions élastiques entre les neutrons et l’hydrogène dans le polyéthylène. Des réactions nucléaires entre les neutrons et le silicium produisent des particules-α. Une étude de l’efficacité de reconnaissance des traces des protons et des particules-α dans le détecteur Medipix2-USB a été faite en fonction de l’énergie cinétique incidente et de l’angle d’incidence. L’efficacité de détection des neutrons rapides a été évaluée à deux seuils d’énergie (8 keV et 230 keV) dans les détecteurs ATLAS-MPX. L’efficacité de détection des neutrons rapides dans la région du détecteur couverte avec le polyéthylène augmente en fonction de l’énergie des neutrons : (0.0346 ± 0.0004) %, (0.0862 ± 0.0018) % et (0.1044 ± 0.0026) % pour des neutrons rapides de 2.13 MeV, 4.08 MeV et 27 MeV respectivement. L’étude pour déterminer l’énergie des neutrons permet donc d’estimer le flux des neutrons quand le détecteur ATLAS-MPX est dans un champ de radiation inconnu comme c’est le cas dans le détecteur ATLAS au LHC.

Étude de l'influence de la perte de masse sur l'évolution d'étoiles de plusieurs types

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.

Étude du système binaire CV Ser à l'aide du satellite MOST

Ce mémoire s’intéresse au système binaire massif CV Serpentis, composé d’une Wolf- Rayet riche en carbone et d’une étoile de la séquence principale, de type spectral O (WC8d + O8-9IV). D’abord, certains phénomènes affectant les étoiles massives sont mentionnés, de leur passage sur la séquence principale à leur mort (supernova). Au cours du premier cha- pitre, un rappel est fait concernant certaines bases de l’astrophysique stellaire observa- tionnelle (diagramme Hertzsprung-Russell, phases évolutives, etc...). Au chapitre suivant, un des aspects les plus importants de la vie des étoiles massives est abordé : la perte de masse sous forme de vents stellaires. Un historique de la découverte des vents ouvre le chapitre, suivi des fondements théoriques permettant d’expliquer ce phénomène. Ensuite, différents aspects propres aux vents stellaires sont présentés. Au troisième chapitre, un historique détaillé de CV Ser est présenté en guise d’introduc- tion à cet objet singulier. Ses principales caractéristiques connues y sont mentionnées. Finalement, le cœur de ce mémoire se retrouve au chapitre 4. Des courbes de lumière ultra précises du satellite MOST (2009 et 2010) montrent une variation apparente du taux de perte de masse de la WR de l’ordre de 62% sur une période orbitale de 29.701 jours. L’analyse des résidus permet de trouver une signature suggérant la présence de régions d’interaction en corotation (en anglais corotating interaction regions, ou CIR) dans le vent WR. Une nouvelle solution orbitale est présentée ainsi que les paramètres de la région de collision des vents et les types spectraux sont confirmés.

Étude de la variabilité spectroscopique d’un échantillon d’étoiles Wolf-Rayet de type WC9

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.

Recherche de champs magnétiques chez les étoiles Wolf-Rayet par l'analyse d'observations spectropolarimétriques.

Cette thèse de doctorat présente les résultats d'un relevé spectropolarimétrique visant la détection directe de champs magnétiques dans le vent d'étoiles Wolf-Rayet (WR). Les observations furent entièrement obtenues à partir du spectropolarimètre ESPaDOnS, installé sur le télescope de l'observatoire Canada-France-Hawaii. Ce projet débuta par l'observation d'un étoile très variable de type WN4 appelée EZ CMa = WR6 = HD 50896 et se poursuivit par l'observation de 11 autres étoiles WR de notre galaxie. La méthode analytique utilisée dans cette étude vise à examiner les spectres de polarisation circulaire (Stokes V) et à identifier, au travers des raies d'émission, les signatures spectrales engendrées par la présence de champs magnétiques de type split monopole dans les vents des étoiles observées. Afin de pallier à la présence de polarisation linéaire dans les données de polarisation circulaire, le cross-talk entre les spectres Stokes Q et U et le spectre Stokes V fut modélisé et éliminé avant de procéder à l'analyse magnétique. En somme, aucun champ magnétique n'est détecté de manière significative dans les 12 étoiles observées. Toutefois, une détection marginale est signalée pour les étoiles WR134, WR137 et WR138 puisque quelques-unes de leur raies spectrales semblent indiquer la présence d'une signature magnétique. Pour chacune de ces trois étoiles, la valeur la plus probable du champ magnétique présent dans le vent stellaire est respectivement de B ~ 200, 130 et 80 G. En ce qui concerne les autres étoiles pour lesquelles aucune détection magnétique ne fut obtenue, la limite supérieure moyenne de l'intensité du champ qui pourrait être présent dans les données, sans toutefois être détecté, est évaluée à 500 G. Finalement, les résultats de cette étude ne peuvent confirmer l'origine magnétique des régions d'interaction en co-rotation (CIR) observées chez plusieurs étoiles WR. En effet, aucun champ magnétique n'est détecté de façon convaincante chez les quatre étoiles pour lesquelles la présence de CIR est soupçonnée.