Academic literature on the topic 'Étoile artificielle'

Afin de dater les étoiles de la future mission Gaia, nous utilisons une méthode d'inversion basée sur les modèles stellaires. Cette méthode consiste à ajuster la position de l'étoile dans le diagramme HR par des modèles d'évolution stellaire. Dans un premier temps, nous avons développé une méthode d'inférence bayésienne et nous avons effectué des tests afin de choisir les priors les plus adéquats. Nous avons choisi d'utiliser les trajets évolutifs de BaSTI. Nous avons ensuite mis au point un traitement automatique des fonctions de densité de probabilité a postériori afin de ne garder que celles qui sont bien définies. Cette méthode est également appliquée pour déterminer la masse et la métallicité des étoiles. Afin d'effectuer tous ces tests nous avons créé un catalogue simulé basé sur les trajets évolutifs de BaSTI et sur les spécifications Gaia. Il y a 65 \ % des âges qui sont bien déterminés. Les étoiles avec un âge mal déterminé sont localisées dans des régions dégénérées où la vitesse d'évolution des étoiles est très rapide ou lente. Ensuite nous avons comparé plusieurs méthodes d'inférence bayésienne de la littérature afin d'identifier les différences entre celles-ci. Nous avons également comparé notre méthode avec une minimisation du chi2. Afin d'améliorer la détermination des âges nous avons ajouté des contraintes qui proviennent d'observations complémentaires. Enfin nous avons évalué les âges déterminés avec notre méthode pour des catalogues simulés à des distances, des directions d'observation et des erreurs observationnelles différentes. Nous avons également appliqué notre méthode sur des données réelles pour dater des amas<br>We used a inversion method to date the stars observed by the Gaia Mission. This method consists in estimating the age of an observed star with measure effective temperature, absolute magnitude and metallicity by looking for a theoretical stellar models (evolutionary tracks or isochrones) that fits the observed parameters. Firstly, we developed a bayesian estimation and we realized several test to adopt the most appopriate priors. We used the evolutionary tracks of BaSTI. We implemented a method to analyze automatically the shape of the probability density function to select the ill-defined function and reject the associated star. This method is also applied to determine the mass and the metallicity of stars. To test the capability of age-dating method to return the true age of stars we build a simulated catalogue on the basis of the specifications of Gaia and the evolutionary tracks of BaSTI. We found 65 per cents of stars with a well determined age. The other 35 per cents are located in the degeneracy region where the evolution speed is either too rapidly or slowly. Then we compared the several Bayesian estimation of the literature to analyze the difference with our method. We also implemented two chi2-minimization to compare with our Bayesian estimation. We added constrains -that provided from complementary observations- to improve the age-dating. Finally we determined the ages -with our Bayesian estimation- of simulated catalogue at several distances, galactic coordinates and observational errors. We also applied our method to date some clusters

La réduction des observations d'objets multiples du satellite Hipparcos pose, par rapport à celle des objets simples ou doubles, un problème particulier qui nécessite de déterminer la structure de l'objet avant de pouvoir lui faire suivre la chaine principale de réduction astrométrique. La méthode des fonctions de l'angle de balayage dont le principe est décrit dans cette thèse permet de résoudre ce problème fortement non linéaire. Certaines de ses limites ont été mise en évidence par les essais de réduction de données simulées. Ces limites sont principalement d'une part des trop grandes différences de magnitudes entre les composantes de l'objet et d'autre part une latitude écliptique trop basse plaçant l'objet dans les zones ou la loi de balayage d'Hipparcos restreint beaucoup la distribution et le nombre de directions d'observation. La couleur des étoiles de l'objet pose également un problème important au niveau de la calibration des données observées. Les résultats de simulations permettent de penser que les 687 objets multiples concernes par ce travail seront, dans la grande majorité des cas, résolus avec une précision bonne, voire très bonne.

Les propriétés cinématiques et les distributions photométriques des étoiles jeunes reflètent bien la complexité du disque galactique. Eggen, dès 1963, a mis en évidence des groupes cinématiques. Gomez et al. (1990) ont proposé que ces groupes soient issus de bouffées de formation d’étoiles. Leur existence permet de poser des contraintes sur le temps de mélange galactique. Une distribution d’étoiles donnée peut être modélisée une fois connus la fonction de masse initiale et le taux de formation d’étoiles. Jusqu’à présent, leur détermination a nécessité l'utilisation d'une relation masse-luminosité, non univoque pour ce type d’étoiles et donc bien incertaine. Le satellite astrométrique Hipparcos a observé pendant 4 ans 11 8000 étoiles sur tout le Ciel. La grande précision obtenue sur les positions, parallaxes et mouvements propres, associée à la complétude des données, permet de jeter un regard nouveau sur la dynamique galactique. Nous utilisons un échantillon d’étoiles B5-F5 observé par ce satellite, pour étudier la cinématique des étoiles chaudes du voisinage solaire : nous évoquons d'abord l'acquisition de paramètres complémentaires au sol (vitesses radiales et paramètres fondamentaux Teff et Mv qui ont servi à la détermination des masses et âges). Nous confirmons l'existence des groupes d'Eggen et mettons en évidence un éventail d'âges dans chacun d'eux, renforçant ainsi l'hypothèse que ces groupes proviennent d'amas successifs formes dans un même nuage moléculaire géant. Nous confirmons que les étoiles ne sont pas bien mélangées au bout de 10 années galactiques. Enfin, nous estimons le mouvement solaire a (11. 5, 14. 1, 8. 6) km/s-1. Dans une dernière partie, nous déterminons la pente de la fonction de masse initiale entre 1. 2 et 4 masse solaire en supposant le taux de formation constant. Nous obtenons une pente de 0. 94 +/-0. 14, inférieur aux valeurs de référence mais en accord avec les déterminations plus récentes sur l'ensemble des intervalles de masses<br>The Galactic disk complexity is well traced by kinematical properties and photometrical distributions of young stars. The very peculiar kinematics of these stars brought attention since the last century (Proctor, 1869). On and after 1963, Eggen showed the existence of kinematical groups. Gomez et al. (1990) suggested that they come from starbursts. Their existence allows us to constraint the galactic mixing time. To modelize a given stars distribution one needs to know the Initial mass Function (IMF) and the Stellar Formation Rate (SFR). Until now, a Mass-Luminosity relation was needed, which is non univocal for this type of stars and therefore very uncertain. But now, for the first time, we can benefit the Hipparcos datas for these studies : the Hipparcos astrometric satellite observed 11 800 stars on the whole during 4 years. The good accuracy of positions, parallaxes and proper motions together with the completeness of data allows us to get a new insight into galactical dynamics. In this work, we use a B5-F5 stars sample with apparent magnitude V ≤ 7. 5 observed by Hipparcos. We first describe the acquisition of ground-based complementary observations : radial velocities, effective temperatures, absolute magnitude and the determination of masses and ages. This sample is used to study the kinematics of the hot stars of the solar neighborhood. We confirm the existence of Eggen’s groups and find a range of ages for each of them, giving hints that these groups come from successive clusters formed in one Giant Molecular Cloud. We confirm that the stars are not well mixed after about 10 galactic years. Finally, we estimate the solar motion to be of (11. 5, 14. 1, 8. 6) km/s. In the last part, we determine the slope of the IMF between and solar mass, assuming a constant SFR. We obtain 0. 95 +/- 0. 17, lower than the reference values (Salpeter1955, Scalo 1986), but in good agreement with more recent determinations concerning the whole mass range

L'archéologie galactique consiste à retrouver les signatures fossiles des accrétions passées de la Voie Lactée grâce à l'identification des populations stellaires qui la composent. Le but de cette thèse est de mieux comprendre la formation du disque épais de la Galaxie en se basant sur des spectres stellaires de basse résolution obtenus dans le proche infra-rouge. Les algorithmes de paramétrisation automatique MATISSE et DEGAS ont été combinés de façon optimale afin d'estimer la température effective, la gravité de surface et la métallicité des étoiles. Une caractérisation cinématique complète de l'échantillon a pu également être effectuée grâce à l'utilisation combinée de tracés évolutifs stellaires. Il a été trouvé que les disque mince, disque épais et halo sont bien des populations stellaires distinctes, tant chimiquement que cinématiquement. De plus, les résultats montrent que les propriétés du disque épais loin du voisinage solaire différent peu de celles mesurées localement. Sans exclure définitivement des gradients verticaux intrinsèques dans le disque épais, les tendances mesurées ont été expliquées comme la transition continue entre les composantes galactiques. Enfin, la corrélation entre la vitesse orbitale et la métallicité qui a été mesurée suggère que le processus de migration radiale n'est pas le mécanisme dominant la formation du disque épais. De plus, l'étude de ses échelles de hauteur et de longueur ainsi que l'excentricité de ses étoiles ne montre pas de signatures de reliques d'un satellite massif accrété. Au vu des résultats, un scénario de formation basé sur l'accrétion d'un stallite riche en gaz ou du réchauffement dnamique d'un dique mince préexistant est priviliégié<br>In the era of large spectroscopic surveys, galactic archaeology aims to disentangle the merging history of the Milky Way by finding relics of past accretion events. The goal of this thesis is to shed light to the understanding of the formation of the galactic thick disc by analysing low resolution spectra obtained in the near infrared. Two algorithms have been investigated, MATISSE and DEGAS, and a hybrid approach combining these two methods has been proposed in order to derive the effective temperature, surface gravity and metallicity. In addition, full spatial and kinematic coordinates of the stars have been obtained. This allowed to assign the targets to one of the main galactic components, i. E. , the thin disc, the thick disc or the halo. We found that the properties of the thick disc outside the solar neighbourhood differ only slighly from the thick disc properties as derived in the solar vinicity. Without ruling out the existence of intrinsic vertical gradients in the tick disc, it has been shown that the measured vertical trends can be explained as a smooth transition between the different galactic components. In addition, a correlation between the orbital rotational velocity and the metallicity has been detected. This gradient challenges formation scenarios of the thick disc based on a radial migration of the stars. Finally, estimations of the scale height and length for different metallicity bins of the thick disc result in consistent values, showing no evidence of relics of destroyed massive satellites. The combination of the information that has been obtained in this work, favours formation scenarios based either on a gas rich satellite merger, or the dynamical heating of the pre-existent thin disc by minor mergers

Cette étude porte sur la classification automatique de spectres stellaires ultraviolets à basse résolution. Elle est fondée sur des méthodes d'analyse des données. Celles-ci sont appliquées à 2 gros échantillons de compositions très différentes : l'un, constitue de spectres TD1, est relativement homogène ; l'autre, qui comprend des spectres IUE, est très fortement biaise (nombreuses étoiles anormales). Les matrices sur lesquelles j'effectue mon analyse sont construites à partir de la décomposition des spectres en flux pris à des longueurs d'onde régulièrement espacées. Ainsi, c'est une analyse objective qui révèle quels sont les plans les plus significatifs dans l'espace des vecteurs-flux : contrairement à mes devanciers, je ne cherche pas à considérer à priori les longueurs d'onde les plus discriminatoires dans l'UV. Une telle démarche s'autorise la découverte éventuelle de critères de classification qu'une analyse plus classique aurait pu négliger. En outre, on peut envisager de l'appliquer à d'autres types d'échantillon (autres domaines de longueurs d'onde, résolutions ou types d'objets). Entre autres résultats, je parviens à dégager des critères de discrimination en température ainsi que des variables assez sensibles aux effets de luminosité et presque indépendantes du rougissement ; à constituer des classes regroupant les spectres dont l'analyse révèle les similitudes. Le recours à une bibliothèque de spectres synthétiques démontre la validité de ces résultats et permet aussi de déterminer les paramètres Teff, log g, [M/H] et EB-v. Ce travail montre la faisabilité d’un système automatique dédié à la classification spectrale. Une description d’un tel système est proposée<br>This study deals with automatic low-dispersion UV stellar spectral classification. It is based on multivariate data analysis methods. The latter are applied to two large and very samples : the first one, consisting of TD1 spectra, is relatively homogeneous, while the second one, made up of IUE spectra, is highly biased (numerous abnormal stars). The matrices on which the analysis is carried out are built from the stellar fluxes taken at wavelengths regularly spaced. Thus, it is an objective procedure that reveals the most significant planes in the vectors-flux space : contrary to my precursors, I do not assume any a priori knowledge in the UV spectroscopy field. Such a strategy allows the discovery of classification criteria which could have been neglected in a classical analysis. Moreover, the methodology I develop can be powerful on other datasets (other wavelength ranges, resolutions or object types). Among other results, I succeed in determining criteria that discriminate the stellar temperatures ; in defining rather luminosity-sensitive and almost reddening free variables ; in constructing classes that group together similar spectra according to the variables issued from this analysis. The recourse to a library of synthetic spectra demonstrates the validity of these results and also allows the determination of the parameters Teff, log g, [M/H] and EB-v. This work shows the feasibility of an automatic system dedicated to spectral classification. A description of such system is proposed

Les amas de galaxies sont les objets en état d'équilibre les plus massifs dans notre Univers. Lis permettent de tester avec précision les modèles cosmologiques de formation des structures, apportant des contraintes complémentaires à celles déduites du rayonnement fossile, des supernovae et des galaxies, On les identifie grâce à l'émission en rayons X de leur gaz chaud, facilitant ainsi leur cartographie à différente époques de l'Univers. Cette thèse présente deux relevés d'amas de galaxies détectés en rayons X grâce au satellite XMM-Newton et propose une méthode dédiée à leur interprétation cosmologique. Grâce à une couverture de 10 degrés carrés en multiples longueurs d'ondes et fort d'une décennie d'exploitation, le XMM-LSS permet un recensement systématique des amas dans un large volume d'Univers. C'est dans le cadre de ce relevé que la première partie de ce rapport explicite les procédures mises en oeuvre dans le but de caractériser les amas détectés. Un accent particulier est mis sur les plus distants d'entre eux (z&gt;l) via la complémentarité d'observations en bandes X, visibles et infrarouges. Par la suite est développée la description intégrale du relevé X-CLASS : reposant sur les observations d'archives de XMM, il donne lieu à un nouveau catalogue de 800 amas détectés en rayons X. L'analyse cosmologique de ce relevé est rendue possible grâce aux diagrammes CR-HR. Cette méthode inédite rassemble de manière cohérente les effets de sélection et les relations d'échelle et contourne le calcul des masses individuelles des amas. Des propositions sont formulées afin de l'appliquer aux futurs relevés que sont XMM--XXL et eRosita<br>This thesis aims to characterize the physical properties of interstellar filaments imaged in nearby molecular clouds with the Herschel Space Observatory as part of the Herschel Gould Belt survey. In order to get insight into the formation and evolution of interstellar filaments I analyzed, during my PhD work, a large sample of filaments detected in various nearby clouds. The observed density profiles of the filaments show a power law behavior at large radii and their dust temperature profiles show a drop towards the center. The filaments are characterized by a narrow distribution of deconvolved inner widths, centered around a typical value of ~ 0. 1 pc, while they span more than three orders of magnitude in central column density. This typical filament width corresponds to the sonic scale below which interstellar turbulence becomes subsonic in diffuse gas, which may suggest that the filaments form as a result of the dissipation of large-scale turbulence. While the turbulent fragmentation picture provides a plausible mechanism for forming interstellar filaments, the fact that prestellar cores tend to form in dense, gravitationally unstable filaments suggests that gravity is a major driver in the subsequent evolution of the dense supercritical filaments. The latter hypothesis is supported by molecular line observations with the IRAM 30m telescope, which show an increase in the non-thermal velocity dispersion of supercritical filaments as a function of their central column density, suggesting that self gravitating filaments grow in mass per unit length by accretion of background material while at the same time fragmenting into star-forming cores

Les parallaxes trigonométriques du satellite Hipparcos vont considérablement modifier de nombreux domaines de l'Astronomie. Leur précision annoncée (un facteur 5 par rapport à celles obtenues au sol) et leur nombre (100 000...) méritent une étude approfondie des erreurs externes et des éventuels effets systématiques. Après avoir décrit un modèle empirique à trois dimensions de l'absorption interstellaire qui nous a permis d'estimer la couleur d'une grande partie des étoiles du Catalogue d'Entrée d'Hipparcos, nous montrons, à l'aide des données préliminaires obtenues par le satellite, la qualité du Catalogue d'Entrée. Tirant parti des nombreuses données (au sol ou provenant d'Hipparcos) et des calibrations photométriques et spectroscopiques, cette thèse a également pour objet de mettre au point différentes méthodes qui permettront de valider statistiquement les futures parallaxes d'Hipparcos. Ces méthodes, utilisant notamment l'estimation conditionnelle pour étudier les différents biais des données, sont appliquées en détail aux parallaxes préliminaires obtenues avec un an de mission, et permettent de dégager des perspectives pour les calibrations des magnitudes absolues. Enfin, à l'aide d'analyses multivariées de données du Catalogue d'Entrée, une étude cinématique des étoiles A du voisinage solaire montre que le temps de mélange des vitesses spatiales est supérieur à deux années galactiques.

Mission GAIA was selected as Cornerstone by the European Space Agency, for a launching of a 5- years mission around end-2011. This satellite will provide the positions, distances, speeds and photometry of more than one billion stars until the magnitude 20 with an unequalled precision. The effects on our knowledge of the structure and the evolution of the Galaxy and the Local Group will be thus considerable. In addition, GAIA will make also a systematic statement of million galaxies and quasars, as well as great number of small bodies of the solar system. The various studies to prepare the mission are organized on the European scale. The activity of the satellite consists in analyzing consecutive sky pictures it takes from the sky. For each picture, consisting of a 2D mesh of pixels, this analyze consists in two main consecutive steps. First, detecting the interesting astronomic objects (set of stars) and eliminating the noise. Second, choosing the objects to be compressed and transmitted to earth. Due to architectural constraints, the total number of pixels of any sky picture that can be transmitted is given by a restricted number of fixed size rectangular sub-meshes called patches. From an algorithmic point of view, the pixels of an object to be compressed and transmitted have to be covered by patches of given size. Patches can not overlap, and the number of patches crossing each column is over-bounded. Because of the strong constraints to achieve by the architecture inside the satellite, the algorithms implemented to solve the selection procedure have to be of low complexity without using complex and large data structures and they cannot be parameterized from earth. The optimization problem we focus on here is to maximize the number of objects that can be covered<br>Le satellite d’observation spatiale GAIA devra fournir les positions, les distances, les vitesses et la photométrie de plus d'un milliard d'étoiles, et ce avec beaucoup plus de précision que les satellites actuels. Ces nouveaux objectifs impliquent une mise en orbite lointaine du satellite (ce qui réduit le débit d’émission vers la Terre), il est devenu alors nécessaire de déporter à bord des traitements supplémentaires. Or la quantité de données récoltée par le satellite est trop importante et ne peut être (dans sa totalité) ni transmise vers la Terre, ni stockée à bord. Le satellite GAIA sera chargé, dans un premier temps, de détecter et de définir les contours des différents objets stellaires contenus dans les images de ciels observées. Il devra, ensuite, sélectionner parmi ces objets, ceux dont les informations seront envoyées au sol. Dans ce cadre, notre contribution consiste à modéliser la phase de sélection en un problème algorithmique d’optimisation, étudier la complexité de différentes approches et proposer des heuristiques traitant ce problème. Nous avons également implémenté et testé ces heuristiques sur des images réalistes de ciels