Stellar population synthesis: the effect of improved Asymptotic Giant Branch models and of interstellar dust on mass-to-light–color relations

Teoreettisen populaatiosynteesin avulla voidaan mallintaa tähtijoukkojen ja galaksien fotometrisiä ominaisuuksia yhdistämällä yksittäisten tähtien tuottama säteily, joka saadaan teoreettisista tähtien kehitysmalleista. Valitsemalla sopiva massajakauma syntyville tähdille voidaan muodostaa yksinkertainen tähtipopulaatio, joka koostuu saman ikäisistä ja kemialliselta koostumukseltaan yhtenäisistä tähdistä. Monimutkaisempia tähtipopulaatioita voidaan muodostaa konvoloimalla yksinkertaisten tähtipopulaatioiden luminositeetti jonkin valitun tähtienmuodostushistorian kanssa sekä yhdistämällä näin muodostettuja populaatioita. Tässä työssä tarkastellaan asymptoottisen jättiläishaaran (AGB) tähtien uusien, tarkentuneiden evoluutiomallien vaikutusta populaatiosynteesin tuloksiin niin yksinkertaisten tähtipopulaatioiden kuin galaksien mallinnukseen soveltuvien monimutkaisempien tähtipopulaatioiden kohdalla. Työn päätarkoitus on tuottaa uudistuneisiin malleihin perustuvat populaation massa-luminositeetti -suhteen ja värin väliset relaatiot (MLC-relaatiot). MLC-relaatioita voidaan käyttää populaation massan määrittämiseen sen fotometristen ominaisuuksien (väri, luminositeetti) perusteella. Lisäksi tutkitaan tähtienvälisen pölyn vaikutusta yksinkertaisen spiraaligalaksimallin MLC-relaatioihin. Työssä käytetyt tähtien kehitysmallit perustuvat julkaisuun Marigo et al. (Astronomy & Astrophysics 482, 2008). Havaitaan, että AGB-tähtien vaikutus populaation integroituun luminositeettiin on pieni näkyvillä aallonpituuksilla, mutta merkittävä lähi-infrapuna-alueella. Vaikutus MLC-relaatioihin on vastaavasti merkittävä tarkkailtaessa luminositeettia lähi-infrapunassa sekä käytettäessä värejä, joissa yhdistetään optisia ja lähi-infrapunan kaistoja. Todetaan, että MLC-relaatioiden käyttö lähi-infrapunassa edellyttää tarkentuneen AGB-vaiheen sisällyttämistä populaatiosynteesin malleihin. Tähtienvälisen pölyn vaikutus MLC-relaatioihin todetaan riippuvan käytetystä kaistasta ja väristä, mutta vaikutuksen havaitaan olevan suurin optisen ja lähi-infrapunan väriyhdistelmillä.

CFD Modelling of Direct Contact Condensation in Suppression Pools by Applying Condensation Models of Separated Flow

The condensation rate has to be high in the safety pressure suppression pool systems of Boiling Water Reactors (BWR) in order to fulfill their safety function. The phenomena due to such a high direct contact condensation (DCC) rate turn out to be very challenging to be analysed either with experiments or numerical simulations. In this thesis, the suppression pool experiments carried out in the POOLEX facility of Lappeenranta University of Technology were simulated. Two different condensation modes were modelled by using the 2-phase CFD codes NEPTUNE CFD and TransAT. The DCC models applied were the typical ones to be used for separated flows in channels, and their applicability to the rapidly condensing flow in the condensation pool context had not been tested earlier. A low Reynolds number case was the first to be simulated. The POOLEX experiment STB-31 was operated near the conditions between the ’quasi-steady oscillatory interface condensation’ mode and the ’condensation within the blowdown pipe’ mode. The condensation models of Lakehal et al. and Coste & Lavi´eville predicted the condensation rate quite accurately, while the other tested ones overestimated it. It was possible to get the direct phase change solution to settle near to the measured values, but a very high resolution of calculation grid was needed. Secondly, a high Reynolds number case corresponding to the ’chugging’ mode was simulated. The POOLEX experiment STB-28 was chosen, because various standard and highspeed video samples of bubbles were recorded during it. In order to extract numerical information from the video material, a pattern recognition procedure was programmed. The bubble size distributions and the frequencies of chugging were calculated with this procedure. With the statistical data of the bubble sizes and temporal data of the bubble/jet appearance, it was possible to compare the condensation rates between the experiment and the CFD simulations. In the chugging simulations, a spherically curvilinear calculation grid at the blowdown pipe exit improved the convergence and decreased the required cell count. The compressible flow solver with complete steam-tables was beneficial for the numerical success of the simulations. The Hughes-Duffey model and, to some extent, the Coste & Lavi´eville model produced realistic chugging behavior. The initial level of the steam/water interface was an important factor to determine the initiation of the chugging. If the interface was initialized with a water level high enough inside the blowdown pipe, the vigorous penetration of a water plug into the pool created a turbulent wake which invoked the chugging that was self-sustaining. A 3D simulation with a suitable DCC model produced qualitatively very realistic shapes of the chugging bubbles and jets. The comparative FFT analysis of the bubble size data and the pool bottom pressure data gave useful information to distinguish the eigenmodes of chugging, bubbling, and pool structure oscillations.

Performance of spray nozzles in land applications with high speed

The aim of this study was to evaluate different spray nozzles for land applications in high speed on the coverage and deposit in soybean plants pulverization. It was evaluated the AXI 110 04 plane jet nozzles operated at speed of 4.17m.s-1 (control), the grey APE and the AXI 110 08 plane jets, and the TD HiSpeed 110 06 and AXI TWIN 120 06 twin jets, at speed of 9.72m.s-1. The application volume was fixed in 120L ha-1. The application efficiency was evaluated by two different methods: analysis of the coverage area using fluorescent pigment and UV light and analysis of deposits through the recovery and quantification of FD&C N°1 brilliant blue marker by spectrophotometry. Both analyses were done in samples collected from top, middle and bottom parts of the plants. The spray nozzles showed differences in coverage and deposit pattern, so in the top part, the coverage was increased with smaller drops and the deposits were increased with medium drops. In the other parts of the plants, there were no statistical differences between the treatments for both coverage and deposits. The displacement speed did not influence the application efficiency for nozzles with the same drop pattern, and the obtained spray coverage and deposits at the medium and bottom parts of the plants were less than 50% of that found at the top of the soybean plants.

Factors affecting immunoglobulin concentration in colostrum of healthy Holstein cows immediately after delivery

This study analyzed the influence of the number of milkings, number of births, and udder quarter in immunoglobulin (Ig) concentration in the colostrum of healthy Holstein cows. It was collected two samples of colostrum by manual milking, getting the first jets to completion of bacteriological examination and immunoglobulin levels by radial immunodiffusion test in agar gel. Positive samples for bacteriological examination were excluded from this investigation. Medians of immunoglobulin's G, A and M in the colostrum collected before the first and second milking were respectively 9,200 and 6,400mg/dL (p=0.0029); 400 and 200mg/dL (p=0.0018); 800 and 400mg/dL (p=0.0001). Median immunoglobulin concentration in animals that calved once, twice or three times or in cows that calved 4 to 6 times were 6,400; 6,400; 3,200 and 11,200mg/dL IgG; 100, 200, 100 and 800mg/dL IgA ; and 400, 400, 100 and 800mg/dL IgM, respectively. Concentrations of IgG, IgA and IgM were greater in animals that calved more than 4 times (p<0.05). Medians of IgG, IgA and IgM in the right fore quarter (RF), right hind quarter (RH), left fore quarter (LF) and left hind quarter (LH) were, respectively, 7,800; 6,400; 7,800 and 6,400mg/dL; 200, 200, 200 and 200mg/dL; and 400, 400, 400 and 400mg/dL. Ig concentrations in the colostrum of Holstein cows were influenced by the number of milkings after delivery and number of lactations. These variations may be considered risk factors to passive immunity transfer to newborn calves, predisposing them to diseases and causing economic losses to dairy production.

An experimental investigation of the effects of nozzle ellipticity on the flow structure of co-flow jet diffusion flames

The flow structure of cold and ignited jets issuing into a co-flowing air stream was experimentally studied using a laser Doppler velocimeter. Methane was employed as the jet fluid discharging from circular and elliptic nozzles with aspect ratios varying from 1.29 to 1.60. The diameter of the circular nozzle was 4.6 mm and the elliptic nozzles had approximately the same exit area as that of the circular nozzle. These non-circular nozzles were employed in order to increase the stability of attached jet diffusion flames. The time-averaged velocity and r.m.s. value of the velocity fluctuation in the streamwise and transverse directions were measured over the range of co-flowing stream velocities corresponding to different modes of flame blowout that are identified as either lifted or attached flames. On the basis of these measurements, attempts were made to explain the existence of an apparent optimum aspect ratio for the blowout of attached flames observed at higher values of co-flowing stream velocities. The insensitivity of the blowout limits of lifted flames to nozzle geometry observed in our previous work at low co-flowing stream velocities was also explained. Measurements of the fuel concentration at the jet centerline indicated that the mixing process was enhanced with the 1.38 aspect ratio jet compared with the 1.60 aspect ratio jet. On the basis of the obtained experimental data, it was suggested that the higher blowout limits of attached flames for an elliptic jet of 1.38 aspect ratio was due to higher entrainment rates.

Drop Size Measurements in a Laboratory Scale Venturi Scrubber

Venturi scrubbers are high efficiency gas cleaners in which suspended particles are removed from gas streams by droplets formed by liquid atomisation, usually in the venturi throat. The size of the droplets formed is of fundamental importance to the performance of the equipment, both in terms of pressure drop and collection efficiency. In this study, drop sizes in a cylindrical laboratory scale venturi scrubber were measured using a laser diffraction technique. Gas velocity and liquid to gas ratios varied from 50 to 90 m/s and 0.5 to 2.0 l/m3, respectively. Water was inserted as perpendicular jets at the beginning of the throat. Measurements were performed at three positions: two located along the throat, and the last one at the end of the diffuser. The data presented here are a typical example of pneumatic atomisation and can be relevant to other industrial applications such as combustion and engine technology. Finally, results are compared to available correlations and the validity of these equations is discussed.

ZENODO - an open dependable home for the long-tail of science

Poster at Open Repositories 2014, Helsinki, Finland, June 9-13, 2014

The supermassive binary black hole system OJ287

Abstract This doctoral thesis concerns the active galactic nucleus (AGN) most often referred to with the catalogue number OJ287. The publications in the thesis present new discoveries of the system in the context of a supermassive binary black hole model. In addition, the introduction discusses general characteristics of the OJ287 system and the physical fundamentals behind these characteristics. The place of OJ287 in the hierarchy of known types of AGN is also discussed. The introduction presents a large selection of fundamental physics required to have a basic understanding of active galactic nuclei, binary black holes, relativistic jets and accretion disks. Particularly the general relativistic nature of the orbits of close binaries of supermassive black holes is explored with some detail. Analytic estimates of some of the general relativistic effects in such a binary are presented, as well as numerical methods to calculate the effects more precisely. It is also shown how these results can be applied to the OJ287 system. The binary orbit model forms the basis for models of the recurring optical outbursts in the OJ287 system. In the introduction, two physical outburst models are presented in some detail and compared. The radiation hydrodynamics of the outbursts are discussed and optical light curve predictions are derived. The precursor outbursts studied in Paper III are also presented, and tied into the model of OJ287. To complete the discussion of the observable features of OJ287, the nature of the relativistic jets in the system, and in active galactic nuclei in general, is discussed. Basic physics of relativistic jets are presented, with additional detail added in the form of helical jet models. The results of Papers II, IV and V concerning the jet of OJ287 are presented, and their relation to other facets of the binary black hole model is discussed. As a whole, the introduction serves as a guide, though terse, for the physics and numerical methods required to successfully understand and simulate a close binary of supermassive black holes. For this purpose, the introduction necessarily combines a large number of both fundamental and specific results from broad disciplines like general relativity and radiation hydrodynamics. With the material included in the introduction, the publications of the thesis, which present new results with a much narrower focus, can be readily understood. Of the publications, Paper I presents newly discovered optical data points for OJ287, detected on archival astronomical plates from the Harvard College Observatory. These data points show the 1900 outburst of OJ287 for the first time. In addition, new data points covering the 1913 outburst allowed the determination of the start of the outburst with more precision than was possible before. These outbursts were then successfully numerically modelled with an N-body simulation of the OJ287 binary and accretion disc. In Paper II, mechanisms for the spin-up of the secondary black hole in OJ287 via interaction with the primary accretion disc and the magnetic fields in the system are discussed. Timescales for spin-up and alignment via both processes are estimated. It is found that the secondary black hole likely has a high spin. Paper III reports a new outburst of OJ287 in March 2013. The outburst was found to be rather similar to the ones reported in 1993 and 2004. All these outbursts happened just before the main outburst season, and are called precursor outbursts. In this paper, a mechanism was proposed for the precursor outbursts, where the secondary black hole collides with a gas cloud in the primary accretion disc corona. From this, estimates of brightness and timescales for the precursor were derived, as well as a prediction of the timing of the next precursor outburst. In Paper IV, observations from the 2004–2006 OJ287 observing program are used to investigate the existence of short periodicities in OJ287. The existence of a _50 day quasiperiodic component is confirmed. In addition, statistically significant 250 day and 3.5 day periods are found. Primary black hole accretion of a spiral density wave in the accretion disc is proposed as the source of the 50 day period, with numerical simulations supporting these results. Lorentz contracted jet re-emission is then proposed as the reason for the 3.5 day timescale. Paper V fits optical observations and mm and cm radio observations of OJ287 with a helical jet model. The jet is found to have a spine–sheath structure, with the sheath having a much lower Lorentz gamma factor than the spine. The sheath opening angle and Lorentz factor, as well as the helical wavelength of the jet are reported for the first time. Tiivistelmä Tässä väitöskirjatutkimuksessa on keskitytty tutkimaan aktiivista galaksiydintä OJ287. Väitöskirjan osana olevat tieteelliset julkaisut esittelevät OJ287-systeemistä saatuja uusia tuloksia kaksoismusta-aukkomallin kontekstissa. Väitöskirjan johdannossa käsitellään OJ287:n yleisiä ominaisuuksia ja niitä fysikaalisia perusilmiöitä, jotka näiden ominaisuuksien taustalla vaikuttavat. Johdanto selvittää myös OJ287-järjestelmän sijoittumisen aktiivisten galaksiytimien hierarkiassa. Johdannossa käydään läpi joitakin perusfysiikan tuloksia, jotka ovat tarpeen aktiivisten galaksiydinten, mustien aukkojen binäärien, relativististen suihkujen ja kertymäkiekkojen ymmärtämiseksi. Kahden toisiaan kiertävän mustan aukon keskinäisen radan suhteellisuusteoreettiset perusteet käydään läpi yksityiskohtaisemmin. Johdannossa esitetään joitakin analyyttisiä tuloksia tällaisessa binäärissä havaittavista suhteellisuusteoreettisista ilmiöistä. Myös numeerisia menetelmiä näiden ilmiöiden tarkempaan laskemiseen esitellään. Tuloksia sovelletaan OJ287-systeemiin, ja verrataan havaintoihin. OJ287:n mustien aukkojen ratamalli muodostaa pohjan systeemin toistuvien optisten purkausten malleille. Johdannossa esitellään yksityiskohtaisemmin kaksi fysikaalista purkausmallia, ja vertaillaan niitä. Purkausten säteilyhydrodynamiikka käydään läpi, ja myös ennusteet purkausten valokäyrille johdetaan. Johdannossa esitellään myös Julkaisussa III johdettu prekursoripurkausten malli, ja osoitetaan sen sopivan yhteen OJ287:n binäärimallin kanssa. Johdanto esittelee myös relativististen suihkujen fysiikkaa sekä OJ287- systeemiin liittyen että aktiivisten galaksiydinten kontekstissa yleisesti. Relativististen suihkujen perusfysiikka esitellään, kuten myös malleja kierteisistä suihkuista. Julkaisujen II, IV ja V OJ287-systeemin suihkuja koskevat tulokset esitellään binäärimallin kontekstissa. Kokonaisuutena johdanto palvelee suppeana oppaana, joka esittelee tarvittavan fysiikan ja tarpeelliset numeeriset menetelmät mustien aukkojen binäärijärjestelmän ymmärtämiseen ja simulointiin. Tätä tarkoitusta varten johdanto yhdistää sekä perustuloksia että joitakin syvällisempiä tuloksia laajoilta fysiikan osa-alueilta kuten suhteellisuusteoriasta ja säteilyhydrodynamiikasta. Johdannon sisältämän materiaalin avulla väitöskirjan julkaisut, ja niiden esittämät tulokset, ovat hyvin ymmärrettävissä. Väitöskirjan julkaisuista ensimmäinen esittelee uusia OJ287-systeemistä saatuja havaintopisteitä, jotka on paikallistettu Harvardin yliopiston observatorion arkiston valokuvauslevyiltä. OJ287:n vuonna 1900 tapahtunut purkaus nähdään ensimmäistä kertaa näissä havaintopisteissä. Uudet havaintopisteet mahdollistivat myös vuoden 1913 purkauksen alun ajoittamisen tarkemmin kuin aiemmin oli mahdollista. Havaitut purkaukset mallinnettiin onnistuneesti simuloimalla OJ287-järjestelmän mustien aukkojen paria ja kertymäkiekkoa. Julkaisussa II käsitellään mekanismeja OJ287:n sekundäärisen mustan aukon spinin kasvamiseen vuorovaikutuksessa primäärin kertymäkiekon ja systeemin magneettikenttien kanssa. Julkaisussa arvioidaan maksimispinin saavuttamisen ja spinin suunnan vakiintumisen aikaskaalat kummallakin mekanismilla. Tutkimuksessa havaitaan sekundäärin spinin olevan todennäköisesti suuri. Julkaisu III esittelee OJ287-systeemissä maaliskuussa 2013 tapahtuneen purkauksen. Purkauksen havaittiin muistuttavan vuosina 1993 ja 2004 tapahtuneita purkauksia, joita kutsutaan yhteisnimityksellä prekursoripurkaus (precursor outburst). Julkaisussa esitellään purkauksen synnylle mekanismi, jossa OJ287-systeemin sekundäärinen musta aukko osuu primäärisen mustan aukon kertymäkiekon koronassa olevaan kaasupilveen. Mekanismin avulla johdetaan arviot prekursoripurkausten kirkkaudelle ja aikaskaalalle. Julkaisussa johdetaan myös ennuste seuraavan prekursoripurkauksen ajankohdalle. Julkaisussa IV käytetään vuosina 2004–2006 kerättyjä havaintoja OJ287- systeemistä lyhyiden jaksollisuuksien etsintään. Julkaisussa varmennetaan systeemissä esiintyvä n. 50 päivän kvasiperiodisuus. Lisäksi tilastollisesti merkittävät 250 päivän ja 3,5 päivän jaksollisuudet havaitaan. Julkaisussa esitetään malli, jossa primäärisen mustan aukon kertymäkiekossa oleva spiraalitiheysaalto aiheuttaa 50 päivän jaksollisuuden. Mallista tehty numeerinen simulaatio tukee tulosta. Systeemin relativistisen suihkun emittoima aikadilatoitunut säteily esitetään aiheuttajaksi 3,5 päivän jaksollisuusaikaskaalalle. Julkaisussa V sovitetaan kierresuihkumalli OJ287-systeemistä tehtyihin optisiin havaintoihin ja millimetri- sekä senttimetriaallonpituuden radiohavaintoihin. Suihkun rakenteen havaitaan olevan kaksijakoinen ja koostuvan ytimestä ja kuoresta. Suihkun kuorella on merkittävästi pienempi Lorentzin gamma-tekijä kuin suihkun ytimellä. Kuoren avautumiskulma ja Lorentztekijä sekä suihkun kierteen aallonpituus raportoidaan julkaisussa ensimmäistä kertaa.

Étude de l’étoile Wolf-Rayet variable WR 46 dans l’ultraviolet lointain et les rayons X

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.

L’autorisation de recourir à la force accordée par le Conseil de sécurité des Nations Unies

L’autorisation de recourir à la force est une pratique par laquelle le Conseil de sécurité permet à des États membres des Nations Unies ou à des accords ou organismes régionaux, voire au Secrétaire général des Nations Unies de recourir à la coercition militaire. Elle est l’une des circonstances excluant l’illicéité face à l’interdiction de recourir à la force dans les relations internationales dont la règle est posée à l’article 2,§ 4 de la Charte des Nations Unies. Il est évident que cette pratique ne correspond pas clairement à la lettre de la Charte mais elle tire sa légitimité du fait qu’elle permet au Conseil de sécurité de s’acquitter de sa mission principale de maintien de la paix et de la sécurité internationales, étant donné que le système de coercition militaire prévu par la Charte s’avère inapplicable dans la pratique. Il reste que cette pratique est empreinte d’ambiguïté : elle apparaît tantôt comme une intervention des Nations Unies, tantôt comme une action unilatérale au profit de certaines puissances capables de mener des opérations de grande envergure. Cette ambiguïté est encore exacerbée par le problème de l’autorisation présumée que certainsÉtats pourraient déduire des actes du Conseil de sécurité, pour intervenir dans divers conflits. Dans les faits, la pratique de l’autorisation de recourir à la force semble actualiser une tendance belliciste qui caractérisait les époques antérieures. Elle peut, si l’on n’y prend garde, refondre, par pans entiers, les legs du droit contre la guerre (jus contra bellum) issu du XXème siècle, droit qui a été le fruit de longues tribulations dans l’histoire des relations internationales. Le danger le plus grave est que des acquis chèrement négociés risquent d’être jetés par-dessus bord avec trop de facilité et sans délai, pour servir des visées à court terme.

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%.

Imagerie à haut contraste et caractérisation d'exoplanètes par la spectroscopie intégrale de champ

Cette thèse porte sur l’amélioration des techniques d’imagerie à haut-contraste permettant la détection directe de compagnons à de faibles séparations de leur étoile hôte. Plus précisément, elle s’inscrit dans le développement du Gemini Planet Imager (GPI) qui est un instrument de deuxième génération pour les télescopes Gemini. Cette caméra utilisera un spectromètre à champ intégral (SCI) pour caractériser les compagnons détectés et pour réduire le bruit de tavelure limitant leur détection et corrigera la turbulence atmosphérique à un niveau encore jamais atteint en utilisant deux miroirs déformables dans son système d’optique adaptative (OA) : le woofer et le tweeter. Le woofer corrigera les aberrations de basses fréquences spatiales et de grandes amplitudes alors que le tweeter compensera les aberrations de plus hautes fréquences ayant une plus faible amplitude. Dans un premier temps, les performances pouvant être atteintes à l’aide des SCIs présentement en fonction sur les télescopes de 8-10 m sont investiguées en observant le compagnon de l’étoile GQ Lup à l’aide du SCI NIFS et du système OA ALTAIR installés sur le télescope Gemini Nord. La technique de l’imagerie différentielle angulaire (IDA) est utilisée pour atténuer le bruit de tavelure d’un facteur 2 à 6. Les spectres obtenus en bandes JHK ont été utilisés pour contraindre la masse du compagnon par comparaison avec les prédictions des modèles atmosphériques et évolutifs à 8−60 MJup, où MJup représente la masse de Jupiter. Ainsi, il est déterminé qu’il s’agit plus probablement d’une naine brune que d’une planète. Comme les SCIs présentement en fonction sont des caméras polyvalentes pouvant être utilisées pour plusieurs domaines de l’astrophysique, leur conception n’a pas été optimisée pour l’imagerie à haut-contraste. Ainsi, la deuxième étape de cette thèse a consisté à concevoir et tester en laboratoire un prototype de SCI optimisé pour cette tâche. Quatre algorithmes de suppression du bruit de tavelure ont été testés sur les données obtenues : la simple différence, la double différence, la déconvolution spectrale ainsi qu’un nouvel algorithme développé au sein de cette thèse baptisé l’algorithme des spectres jumeaux. Nous trouvons que l’algorithme des spectres jumeaux est le plus performant pour les deux types de compagnons testés : les compagnons méthaniques et non-méthaniques. Le rapport signal-sur-bruit de la détection a été amélioré d’un facteur allant jusqu’à 14 pour un compagnon méthanique et d’un facteur 2 pour un compagnon non-méthanique. Dernièrement, nous nous intéressons à certains problèmes liés à la séparation de la commande entre deux miroirs déformables dans le système OA de GPI. Nous présentons tout d’abord une méthode utilisant des calculs analytiques et des simulations Monte Carlo pour déterminer les paramètres clés du woofer tels que son diamètre, son nombre d’éléments actifs et leur course qui ont ensuite eu des répercussions sur le design général de l’instrument. Ensuite, le système étudié utilisant un reconstructeur de Fourier, nous proposons de séparer la commande entre les deux miroirs dans l’espace de Fourier et de limiter les modes transférés au woofer à ceux qu’il peut précisément reproduire. Dans le contexte de GPI, ceci permet de remplacer deux matrices de 1600×69 éléments nécessaires pour une séparation “classique” de la commande par une seule de 45×69 composantes et ainsi d’utiliser un processeur prêt à être utilisé plutôt qu’une architecture informatique plus complexe.

Observations de pulsateurs compacts à l'aide de la caméra Mont4K CCD

Les pulsateurs compacts sont des étoiles présentant des variations intrinsèques de luminosité dont les gravités de surface sont supérieures à 100,000 cm/s² On retrouve parmi ces objets deux familles des sous-naines chaudes de type B (sdB) pulsantes et quatre familles distinctes de naines blanches pulsantes. Dans le but d'observer les pulsations de tels objets pour ensuite analyser leur propriétés grâce à l'astéroséismologie, l'Université de Montréal, en collaboration avec le Imaging Technology Laboratory (ITL - University of Arizona), a développé la caméra Mont4K (Montreal4K) CCD qui est, depuis le printemps 2007, le principal détecteur employé au télescope Kuiper de 1.55 m du Mt Bigelow (Steward Observatory, University of Arizona). à l'aide de ce montage, des observations ont été menées pour quelques-uns de ces pulsateurs compacts. La première cible fut HS 0702+6043, un pulsateur hybride. Une importante mission pour cet objet, réalisée du 1er novembre 2007 au 14 mars 2008, a permis d'identifier 28 modes de pulsations pour cet objet en plus de mettre en évidence pour certains de ces modes d'importantes variations d'amplitude. Deux autres cibles furent les naines blanches pulsantes au carbone de type « Hot DQ » SDSS J220029.08-074121.5 et SDSS J234843.30-094245.3. Il fut possible de montrer de façon indirecte la présence d'un fort champ magnétique à la surface de J220029.08-074121.5 grâce à la présence de la première harmonique du mode principal. En outre, pour ces deux cibles, on a pu conclure que celles-ci font bel et bien partie de la classe des naines blanches pulsantes au carbone.

Recherche d’étoiles jeunes de faible masse dans le voisinage solaire

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.

Étude polarimétrique d’étoiles jeunes

Afin de mieux comprendre l'évolution des étoiles jeunes, nous avons utilisé un code Monte Carlo simulant leur environnement afin d'étudier une nouvelle distribution chez les étoiles Herbig Ae/Be et pour reproduire des cartes d'intensité et de polarisation linéaire obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (TCFH) en novembre 2003. Le code datant de la fin des années 80, nous avons dû non seulement le corriger, mais aussi ajouter quelques éléments afin de tenir compte des dernières avancées dans le domaine de la polarisation provenant du milieu circumstellaire. Les étoiles à l'étude étant jeunes (moins de quelques millions d'années), leur voisinage est toujours constitué de grains de poussière mélangés avec du gaz. Selon leur âge, nous retrouvons cette poussière sous différentes structures soit, par exemple, par un disque entouré d'une enveloppe (objets jeunes de classe I) ou par un simple disque (objets de classe II et III). Selon la structure que prend la poussière, les cartes de polarisation et d'intensité qui en résultent vont changer. Nous allons discuter de cette variation des cartes de polarisation selon la distribution de poussière. Suite aux modifications apportées au code, il a fallu s'assurer que celui-ci fonctionne bien. Pour ce faire, nous avons mis au point quelques critères qui nous assurent, s'ils sont satisfaits, que le code Monte Carlo produit de bons résultats. Après avoir validé le code, il est maintenant possible de l'utiliser aux fins d'avancer le domaine de la polarisation. En effet, Dullemond et al.(2001) proposent une nouvelle distribution de grain autour des étoiles Herbig Ae/Be afin de mieux expliquer leur distribution d'énergie spectrale. Par contre, qu'en est-il des cartes de polarisation résultantes? C'est sur cette question que nous nous sommes arrêtés. Par la suite, nous avons essayé de reproduire du mieux possible, tenant compte des limitations du code, les cartes de polarisation obtenues au TCFH. Nous avons étudié en détail les données de R Mon (résultats qui seront présentés sous forme d'article pour fin de publication) et de V376 Cas. De plus, notre étude de V376 Cas nous a permis d'amener des conclusions sur les processus causant les vecteurs parallèles aux disques des étoiles jeunes.