Institut d'Astronomie et d'Astrophysique
Nicolas Chamel , Stéphane Goriely , Alain Jorissen
Lionel Siess , Sophie Van Eck
Thèmes de recherche:
- Astrophysique nucléaire
- Objets compacts
- Evolution stellaire et nucléosynthèse
- Modèles d'atmosphères, spectroscopie et détermination d'abondances stellaires
- Mission Gaia de l'ESA
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Stages de BA3 et MA1
- L'origine des éléments lourds dans l'Univers.
Une des questions fondamentales à laquelle l'astrophysique s'efforce d'apporter une réponse concerne l'interprétation de la composition présente et passée de l'Univers. La théorie de la nucléosynthèse tente à cette fin d'identifier les divers processus par lesquels les différents éléments observés dans la nature peuvent être synthétisés. L'origine de près de la moitié des éléments plus lourds que le fer dans l'Univers est expliquée à partir d'un processus de nucléosynthèse appelé processus r. Ce processus reste cependant extrêmement mal connu tant du point de vue de la modélisation astrophysique des sites qui pourraient l'abriter (par exemple l'explosion des étoiles massives en supernova ou la décompression d'étoiles à neutrons) que de la physique nucléaire nécessaire à la description des mécanismes de transmutation chimique prenant place dans de tels sites. Le processus r représente encore un des grands mystères de l'Astrophysique moderne. Le but de ce stage est d'étudier les différents aspects nucléaires et astrophysiques liés au processus r de nuclésoynthèse. Ce stage est une introduction générale à la nucléosynthèse des noyaux lourds et la physique nucléaire associée. Il inclut la lecture de publications et l'illustration par simulation numérique.
- Superfluidité dans les magnétars.
Comme l'avaient prédit William Baade et Fritz Zwicky dès 1933, les étoiles à neutrons sont les résidus de l'effondrement gravitationnel d'étoiles massives en supernovae de type II. Initialement très chaudes lors de leur formation avec des températures de plusieurs milliers de milliards de degrés, les étoiles à neutrons se refroidissent rapidement en libérant d'énormes quantités de neutrinos. Au bout de quelques dizaines d'années, l'intérieur de l'étoile devient isotherme et la température interne tombe à quelques centaines de millions de degrés. A ces températures, l'intérieur de l'étoile pourrait être suffisamment "froid" pour devenir superfluide (un liquide quantique de viscosité nulle aux propriétés inhabituelles) comme par exemple l'hélium en dessous de 2,17 kelvins. Cependant la présence d'un champ magnétique très intense comme dans les étoiles à neutrons baptisées "magnétars" pourrait détruire la superfluidité. Le but du stage consistera à déterminer le champ critique au-delà duquel la superfluidité disparaît et de le comparer avec les estimations du champ magnétique déduites des observations de magnétars.
- GAIA and peculiar stars .
The European Space Agency GAIA satellite was launched in 2013, and has charted a three-dimensional map of the Milky Way, our galaxy. It leads to a better understanding of the composition, formation and evolution of billions of stars and thus of the Galaxy. Within this project, special interest is paid to non-standards objects (carbon-enriched stars, emission-line stars, binary stars, etc). The aim of the present project is to help understanding, in the Gaia era, specific classes of interesting non-standard objects.
- Etoiles doubles à haute résolution spectrale.
Les étoiles aiment la compagnie et, contrairement au Soleil, la plupart des étoiles de la Voie Lactée ont des compagnons stellaires. L'étoile la plus proche du Soleil, Proxima Cen, appartient même à un système stellaire triple. La multiplicité stellaire permet, d'une part, d'expliquer de nombreuses observations astrophysiques grâce aux interactions entre composantes stellaires, comme les ondes gravitationnelles, les supernovae de type Ia ou encore les étoiles chimiquement particulières. Elle permet, d'autre part, de déterminer les masses, les rayons et luminosités stellaires, bien plus précisémenent que pour des étoiles solitaires. Parmi les étoiles binaires, les binaires spectroscopiques sont celles qui sont détectées et caractérisées par spectrographie au moyen de la méthode des vitesses radiales. Le but de ce stage sera de déterminer les paramètres orbitaux (période, excentricité, argument du périastre, etc.) d'un ou plusieurs systèmes binaires spectroscopiques par cette méthode. Les principales données à analyser sont obtenues avec le spectrographe échelle à haute résolution HERMES sur le télescope Mercator.
- Observations à la coupole (stage de BAC3).
Lors de ce stage, les étudiants se familiariseront avec différentes facettes de l'astrophysique observationnelle, en se rendant notamment à la coupole de l'Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, pour des observations de courbes de lumière d'étoiles variables.
Thèmes de recherche:
- Astrophysique nucléaire
- Objets compacts
- Evolution stellaire et nucléosynthèse
- Modèles d'atmosphères, spectroscopie et détermination d'abondances stellaires
- Mission Gaia de l'ESA
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Mémoires de fin d'études
- Etude des détonations thermonucléaires d'intérêt astrophysique
Plusieurs événements astrophysiques comme les novae, les supernovae de type Ia (SNeIa) et les sursauts X sont le résultat d'une combustion thermonucléaire explosive dans un plasma stellaire. Les supernovae comptent parmi les objets astrophysiques les plus fascinants tant sur le plan théorique que sur celui des observations. Au moment de l'explosion, la luminosité d'une supernova peut égaler celle de l'intégralité des autres étoiles de la Galaxie. On admet aujourd'hui que les SNeIa résultent de l'explosion thermonucléaire d'une étoile naine blanche, un objet dense et compact composé de carbone et d'oxygène. Divers chemins évolutifs peuvent conduire à l'explosion de la naine blanche si celle-ci est membre d'un système stellaire binaire. Néanmoins, la nature du système binaire, les mécanismes d'amorçage et de propagation de la combustion thermonucléaire ainsi que le rapport carbone/oxygène au sein de l'étoile compacte ne sont pas encore clairement identifiés à ce jour. En ce qui concerne l'écoulement réactif, on invoque ainsi une détonation (Modèle sub-Chandrasekhar), une déflagration ou la transition d'une déflagration vers une détonation (Modèle Chandrasekhar). La détonation semble donc jouer un rôle prépondérant dans l'explication des SNeIa.
Les difficultés de modélisation des détonations proviennent essentiellement
(i) de la libération d'énergie en plusieurs étapes, de l'apparition
d'échelles de temps et de longueurs caractéristiques très
différentes
(ii) des inhomogénéités de densité, de température
et de composition du milieu dans lequel se propage le front réactif et
qui donnent naissance aux structures cellulaires et autres instabilités
de propagation du front (extinctions et réamorçages locaux)
(iii) des
spécificités du plasma stellaire, à savoir une équation d'état et
une cinétique nucléaire complexes.
Les objectifs de ce mémoire sont:
- Compréhension des sites astrophysiques: SNIa et
sursauts X et de leurs spécificités
- Etude de la détonation
dans le modèle de Chapman-Jouguet ou CJ
- Etude du modèle ZND (Zeldovich - Von Neumann - Döring) correspondant à une description
unidimensionnelle stationnaire de l'écoulement
- Etude des réactions nucléaires et de la nucléosynthèse concomittante lors des
détonation CJ et ZND
- La coalescence de naines blanches et l'origine des étoiles extrêmement riches en hélium
Les étoiles R Coronae Borealis (RCrB) représentent une classe d'étoiles variables connue depuis longtemps. Leur éclat varie de façon dramatique et imprévisible par plusieurs ordres de grandeur en l'espace de quelques semaines. Dans les mois qui suivent, elles retrouvent progressivement leur éclat d'origine. Cette variation spectaculaire de la luminosité est causée par la formation de nuages de poussières à la surface de l'étoile. Les étoiles RCrB ont aussi une composition chimique particulière caractérisée par l'absence d'hydrogène et une abondance élevée en hélium, carbone et en azote. Cependant de nombreuses questions demeurent quant à la formation de ces objets. Un des scénario possible pour expliquer cette absence d'hydrogène est le modèle dit « double degenerate » dans lequel deux naines blanches orbitent l'une autour de l'autre. Sur une échelle de temps de plusieurs centaines de millions d'années, l'émission de radiations gravitationnelles et les effets du freinage magnétique provoquent le rétrécissement de l'orbite. Si l'une des étoiles est une naine blanche d'hélium (HeWD) et l'autre une naine blanche de carbone (COWD), l'HEWD en se rapprochant de son compagnon va se déformer et finalement être complètement absorbée. L'hélium initialement présent dans la naine blanche va se déposer rapidement à la surface du compagnon et va initier de nouvelles réactions nucléaires. L'étoile nouvellement formée va alors se dilater et devenir une géante rouge, riche en hélium et en carbone. Le but de ce stage est de modéliser la phase d'accrétion en utilisant un code d'évolution stellaire 1D et de suivre l'évolution de la structure de la nouvelle étoile. Différents calculs seront effectués en variant la masse est la composition initiale des naines blanches de manière à estimer l'impact de ces paramètres sur l'évolution et la nucléosynthèse dans ces objets. Ces calculs seront ensuite confrontés aux observations d'étoiles RCrB. Ce stage apporte une introduction générale à l'évolution et à la nucléosynthèse stellaire et nécessite de bonnes compétences informatiques.
- Etude des pâtes nucléaires dans la croûte d'une étoile à neutrons
Avec une masse comparable à celle du Soleil comprimée dans un rayon d'une dizaine de kilomètres seulement, les étoiles à neutrons sont parmi les objets les plus compacts de l'univers. Les conditions régnant à l’intérieur d’une étoile à neutrons sont si extrêmes qu’il est impossible de les reproduire en laboratoire. Les étoiles à neutrons sont donc de formidables laboratoires cosmiques pour sonder les propriétés de la matière à très haute densité. Environ un kilomètre sous la surface de l’étoile, les noyaux atomiques pourraient notamment subir de très fortes déformations et constituer un manteau de « pâtes nucléaires » avant de se dissoudre complètement en un liquide homogène de neutrons et de protons. La transition entre ces différentes phases reste mal comprise bien qu'elle joue un rôle très important dans l’astrosismologie des étoiles à neutrons. Des études ont également montré que ces pâtes nucléaires pourraient influencer la formation des étoiles à neutrons.
L'objet de ce stage est d'étudier les propriétés de ces pâtes nucléaires sur base de la théorie de la fonctionnelle de densité dans le cadre de l'approximation de Thomas-Fermi en employant des fonctionnelles développées à l'ULB depuis plusieurs années. Ce projet s'inscrit dans le cadre de l'initiative CompOSE (CompStar Online Supernovae Equations of State) du réseau CompStar de la Fondation Européenne pour la Science. Les recherches effectuées durant le stage pourraient être poursuivies en thèse.
- L'étrangeté au coeur des étoiles à neutrons
Résidu de l'effondrement gravitationnel catastrophique du coeur des étoiles massives lors des supernova de type II, les étoiles à neutrons sont certainement parmi les objets les plus fascinants de l'Univers. Les conditions régnant à l’intérieur d’une étoile à neutrons sont si extrêmes qu’il est impossible de les reproduire en laboratoire.
La composition du coeur d'une étoile à neutrons demeure très incertaine. La plupart des modèles prédisent la présence d'hypérons dans la matière comprimée à des masses volumiques plusieurs centaine de milliers de milliards de fois plus élevées que la masse volumique de la matière ordinaire. Les hypérons sont des particules baryoniques constituées d'au moins un quark étrange, à la différence des nucléons composés uniquement des quarks haut et bas.
Ce stage consistera d'une part à développer des équations d'état plus réalistes d'étoiles à neutrons sur base de la théorie de la fonctionnelle de densité en incluant la présence d'hypérons dans le coeur de l'étoile, et d'autre part à calculer la structure globale d'une étoile à neutrons. Les recherches effectuées durant le stage pourraient être poursuivies en thèse.
- Etude de la matière dense dans le coeur des supernovae de type II
Parvenues au terme de leur évolution, les étoiles massives (dont la masse excède huit à dix fois la masse du Soleil), s'effondrent sous l'effet de leur propre poids avant d'exploser sous la forme de supernovae de type II. Le coeur de l'étoile est alors soumis à des conditions extrêmes qui ne peuvent être reproduites en laboratoire : la matière y est plusieurs centaines de milliers de milliards de fois plus comprimée que la matière ordinaire et la température peut atteindre plusieurs milliers de milliards de degrés. Or la dynamique de l'effondrement et le mécanisme de l'explosion de l'étoile dépend, dans une large mesure, des propriétés de cette matière dense et chaude.
L'objet de ce mémoire sera d'étudier la dissolution de la matière ordinaire en une soupe de neutrons et de protons dans le coeur des supernovae de type II, sur base de la théorie de la fonctionnelle de densité nucléaire en employant des fonctionnelles développées par la collaboration entre l'IAA et l'université de Montréal. Les recherches effectuées durant le stage pourraient être poursuivies en thèse.
Nicolas Chamel, Nicolas.Chamel@ulb.ac.be (02 650 35 72)
Anthea Fantina, afantina@ulb.ac.be (02 650 35 70)
- Etude de l'origine du champ magnétique des étoiles à neutrons
Les étoiles à neutrons sont des objets au sein desquels règnent des conditions extrêmes. Les étoiles à neutrons sont non seulement les étoiles les plus compactes de l'Univers, mais possèdent également les champs magnétiques les plus intenses jamais observés. L'analyse spectrale a ainsi révélé la présence de champs magnétiques de l'ordre de cent millions de teslas alors que les champs magnétiques accessibles en laboratoire n'excèdent guère la centaine de teslas. Ces mesures sont en accord avec les champs magnétiques déduits indirectement de l'observation des pulsars radio. Des champs encore plus intenses existent probablement dans certaines étoiles à neutrons, baptisées "magnétars". Une vingtaine d'astres de ce type ont déjà été identifiés et font l'objet d'une recherche intensive. Or l'origine de tels champs magnétiques demeurent très incertaine. Parmi les différents scénarios envisagés, ces champs pourraient avoir été engendrés par une transition ferromagnétique dans le coeur de l'étoile. Le projet aura pour but d'étudier l'existence ou non de telles phases ferromagnétiques dans le coeur d'une étoile à neutrons en s'appuyant sur la théorie de la fonctionnelle de densité nucléaire. La théorie de la fonctionnelle de la densité a été appliquée avec succès dans de nombreux domaines de la physique et de la chimie. En particulier elle permet de décrire avec succès non seulement les propriétés des noyaux atomiques mais également l'intérieur des étoiles à neutrons. L'étude sera menée avec des fonctionnelles semi-locales de type Skyrme développées à l'IAA.
- Etude de la nucléosynthèse du processus r résultant de la décompression de l'écorce d'une étoile à neutrons
Une des questions fondamentales à laquelle l'astrophysique s'efforce
d'apporter une réponse concerne l'interprétation de la composition
présente et passée de l'Univers. La théorie de la nucléosynthèse
tente à cette fin d'identifier les divers processus par lesquels les
différents éléments observés dans la nature peuvent être
synthétisés. L'origine de près de la moitié des éléments plus
lourds que le fer dans l'Univers est expliquée à partir d'un processus
de nucléosynthèse appelé processus r. Ce processus reste cependant
extrêmement mal connu tant du point de vue de la modélisation
astrophysique des sites qui pourraient l'abriter (par exemple l'explosion
des étoiles massives en supernova ou la décompression d'étoiles à
neutrons) que de la physique nucléaire nécessaire à la description
des mécanismes de transmutation chimique prenant place dans de tels
sites. Le processus r, càd l'origine de près de la moitié des
élements plus lourds que le Fer, représente encore un des grands
mystères de l'Astrophysique moderne.
Travail: Les objectifs de ce
mémoire sont
- Etude des sites astrophysiques possibles pour la
nucléosynthèse du processus r
- Analyse des mécanismes
nucléosynthétiques ayant lieu lors de la décompression de la croute
d'une étoile à neutrons
- Etude de la composition de la
matière éjectée lors de la coalescence de 2 étoiles à neutrons
- Etude de la sensibilité des prédictions nucléosynthétiques aux taux de réaction nucléaire et de désintégration beta considérés
- Etude de l'impact de la fission sur les distributions d'abondances, ainsi que sur la production des cosmochronmètres Th et U et des noyaux super-lourds.
- Abondances d'éléments lourds dans des étoiles évoluées
La synthèse de la majorité des éléments stables plus lourds que le fer se produit au sein d'étoiles géantes tardives. Une telle nucleosynthèse est prédite théoriquement par le "processus s", selon lequel des noyaux de plus en plus lourds sont fabriqués à partir de noyaux de fer, par capture neutronique. Pour mieux comprendre ce processus s, il est essentiel de connaitre les abondances d'éléments lourds dans les étoiles géantes tardives.
Le but de ce mémoire est donc de déterminer les abondances d'éléments produits par le processus s (et éventuellement un processus annexe, le processus i) dans des etoiles geantes tardives.
Pour cela, nous utiliserons un programme existant de trasnfert radiatif, et nous comparerons les spectres synthetiques (=modélisés) avec les spectres observés dont nous disposons. En pratique, le mémoire comportera les phases suivantes: (i) production de spectres synthétiques a l'aide d'un programme de transfert radiatif; (ii) détermination des abondances par comparaison entre les spectres synthétiques et les spectres observés; (iii) comparaison entre les abondances obtenues et les prédictions des modèles de nucléosynthèse dans les étoiles géantes tardives.
Ces problématiques seront abordées en conjonction avec les données les plus récentes du satellite Gaia.
- Diagramme HR du technetium stellaire
Le but de ce mémoire est de réaliser un diagramme de Hertzsprung-Russell des étoiles dans lesquelles a été détecté l'élément radioactif technetium. Les parallaxes Gaia, mais aussi des spectres obtenus sur le spectrographe Hermes, seront analysés. Ces observables seront comparées au prédictions de codes d'évolution stellaire.
- Exploration du catalogue de 10^5 orbites récemment (juin 2022) fournies par le satellite Gaia.
Le satellite Gaia de l'ESA va livrer en juin 2022 sa première moisson de centaines de milliers d'orbites de systèmes binaires, après 3 ans d'observations. C'est un saut phénoménal vis-à-vis du catalogue de 4000 orbites qui étaient disponibles jusqu'ici. Le travail proposé vise à explorer/exploiter cette mine d'information unique (par exemple en la confrontant aux données acquises depuis le sol par le spectrographe HERMES installé aux Iles Canaries, et aux modèles d'évolution de systèmes binaires réalisés dans notre groupe de recherche).
- Systèmes stellaires multiples
L'astrophysique est entrée dans l'ère des données de précision qui est entrain de révolutionner notre compréhension de la structure de la Voie Lactée, de sa formation et de son évolution. Une telle précision dévoile que la multiplicité stellaire est omniprésente dans la galaxie : une étoile de type solaire a plus d'une chance sur deux d'avoir un compagnon stellaire alors que les étoiles plus chaudes (de type O) ont plus de 2 compagnons stellaires en moyenne. Les statistiques des systèmes stellaires avec plus de deux étoiles gravitationnellement liées sont beaucoup plus incertaines mais représentent néanmoins entre 10 et 20% des systèmes. Ainsi, les systèmes d'étoiles multiples sont fondamentaux pour bien comprendre les processus de formation stellaire, la dynamique des interactions entre étoiles, ainsi que leurs devenirs. La multiplicité stellaire semble en effet jouer un rôle majeur dans toutes les populations d'étoiles et à tous les stades d'évolution comme le révèlent les observations d'étoiles de type Algols, les Vagabondes Bleues, les étoiles chimiquement particulières (à baryum, pauvres en métaux, etc.), les supernovae de type Ia, les progéniteurs d'ondes gravitationnelles, pour n'en citer que quelques uns. La découverte et le recensement des étoiles binaires est entrain d'exploser grâce aux grands sondages spectroscopiques actuels au sol (comme le Gaia-ESO, GALAH, APOGEE et beaucoup d'autres) et spatiaux (la mission Gaia de l'ESA). Ces sondages permettent la détection de binaires spectroscopiques qui ont la particularité, contrairement aux binaires astrométiques, de pouvoir être détectées indépendemment de leur distance au Soleil. Dans ce contexte, de nombreuses binaires spectroscopiques ont besoin d'un suivi temporel pour pouvoir déterminer leurs élements orbitaux. Augmenter la statistique de ces binaires dans différents environnements est primordial pour contraindre la fraction de binaires avec le type spectral et le statut évolutif. De plus la formation des étoiles est un processus hiérarchique qui n'est pas encore bien comprise aujourd'hui et la caractérisation de systèmes stellaires à haut degré de multiplicité apportent des contraintes fortes sur les modèles de formation et d'évolution des étoiles. L'objet de ce stage sera donc de caractériser des systèmes multiples (binaires, triples et même quadruples), tant du point de vue des orbites (période, excentricité, argument du périastre, etc.) que du point de vue astrophysique (masse, rayon, luminosité, etc.) en utilisant des spectres à haute résolution obtenus avec HERMES/Mercator, HRS/SALT et d'autres. Pour les systèmes à haut degré de multiplicité, l'étude de leur architecture et de leur dynamique pourra être abordé.
Cours d'Astronomie et d'Astrophysique
L'enseignement de l'astronomie et de l'astrophysique à l'ULB est dispensé dans le cadre des études de physique, tant au niveau du bachelier que de la maitrise (filière approfondie).
| PHYS-F-105 | 2-0-0* | La Structure de l'univers | BAC1 toutes sections | A. Jorissen |
| PHYS-F-201 | 4-4-0* | Physique Générale III | BAC2 physique | N. Chamel |
| PHYS-F-304 | 3-2-0* | Spectrophysique et Astrophysique | BAC3 physique | S. Van Eck et M. Godefroid |
| PHYS-F-438 | 3-1-0* | Astrophysique II | Master physique | A. Jorissen |
| PHYS-F-434 | 3-0-2* | Spectrophysique et atmosphères stellaires | Master physique | S. Van Eck |
| PHYS-F-421 | 3-1-0* | Nucleosynthesis | Master physique | S. Goriely |
| PHYS-F-414 | 4-0-1* | Stellar structure and evolution | Master physique | L. Siess - J.-P. de Greve |
| GEOL-F-503 | 1-0-1* | Cosmochimie et planétologie | Master physique / Master géologie | V. Debaille - A. Jorissen |
| PHYS-F-310 | 0-0-3* | Stage a la coupole de l'ULB | Bachelier physique | S. Van Eck, C. Siopis |
* répartition des ECTS : cours - exercices - travaux personnels
- Sujets de stages et thèses de master
- Informations sur les études de physique à l'ULB
- Le département de physique
Autres disciplines en relation avec l'astrophysique enseignées en maitrise
- Dynamique des fluides et plasmas (D. Carati/B. Knaepen): PHYS-F-412
- Théorie de la gravitation (F. Ferrari/M. Henneaux): PHYS-F-432-A
- Gravitation avancée et théorie des cordes (M. Henneaux/L. Houart): PHYS-F-418
- Cosmologie (M. Tytgat): PHYS-F-415
- Physique des astroparticules (K. Hanson): PHYS-F-467
- Spectroscopie nucléaire, atomique et moléculaire théorique (P.H. Heenen/ M. Godefroid): PHYS-F-441
- Théorie quantique des collisions at application aux réactions nucléaires (P. Descouvemont): PHYS-F-463
- Météorologie appliquée (S. Vannitsem - IRM): PHYS-F-450
- Approches analytiques et numérique des équations aux dérivées partielles (B. Knaepen/G. Kozyreff): PHYS-F-427