Дисертації з теми "Magnetic inhomogeneities"

Surface brightness asymmetries are a very common feature of stars. Among other effects they cause a difference between the projected centre of mass and the photocentre. The evolution of those surface features makes this difference time-dependent. In some cases the displacement can be a non-negligible fraction of the star radius R, and if R>1 AU, of the parallax. We investigate the impact of surface brightness asymmetries on the Gaia astrometric solution and on the data processing flow. In particular we derive analytical expressions for the change in the derived astrometric parameters for a single-star, with respect to the parameters for a uniformly-bright star, as a function of the characteristics of the surface brightness asymmetries. These predictions are confirmed by the results of the processing of simulated astrometric Gaia data where a photocentre motion caused by surface brightness asymmetries has been added using a Gaussian Markovian model.

In the case of a red supergiant star, the average photocentre shift is about 0.1 AU. Such a photocentric noise translates in a 10% inaccuracy on the parallax (independently of the distance), which becomes larger than the statistical error on the parallax derived from the data reduction for stars that are up to about 4 kpc away. For the most nearby stars, we derive an inaccuracy on the parallax that can be 10 times its statistical error. Finally we estimate that up to about 4000 stars among red supergiants and bright giants may have astrometric parameters that are inaccurate at levels bigger than expected because of the surface brightness asymmetries. In the determination of this number, a crucial role is played by the Gaia observable magnitude range. The fact that Gaia will not observe stars brighter than 5.6 in the Gaia G band means that the closest stars will not be observed. Yet, the impact of the surface brightness asymmetries is proportional to their angular size, meaning that the stars whose astrometric accuracy would be most affected are not observed.

Various non-Gaussian spot models (as applicable in the case of magnetic spots) have been implemented and analytical predictions for the effects of such magnetic spots are computed for the most representative classes of magnetic stars.

Another effect of the presence of surface brightness asymmetries is their impact on Gaia data processing flow. The quality of the fit of the data is evaluated with the F2 parameter that is a transformation of χ2 such that it has a unit normal distribution when the model is adequate and it is independent of the number of measurements. If the goodness-of-fit F2 of the single-star solution is not good enough (F2>3), a chain of solution of growing complexity is tried until a satisfactory one (with F2<3) is obtained. If no good solution is found, a so-called stochastic solution is computed where a "cosmic" error is added to the data in order to obtain a single-star solution with F2=0. We show that the photocentre noise induces an increase in the goodness-of-fit parameter, causing this chain of solutions to be entered. Depending on the characteristics of the photocentre noise, a variable fraction of the stars in our simulations end up with a non-single-star solution. Yet, we show that these (orbital) solutions are not acceptable because non-significant or non-physical. Finally, an important fraction of stars is assigned a stochastic solution with a cosmic noise matching well the photocentric noise.

/

Les asymétries de brillance de surface sont une caractéristique commune des étoiles. Parmi d'autres effets, elles provoquent une différence entre la projection du centre de masse et le photocentre. L'évolution de ces structures de surface rend cette différence variable avec le temps. Dans certains cas, le déplacement du photocentre peut être une fraction non négligeable du rayon de l'étoile R et, si R>1 UA, de la parallaxe. Nous examinons l'impact des asymétries de brillance de surface sur la solution astrométrique de Gaia et sur le processus de traitement des données. En particulier nous dérivons des expressions analytiques pour le changement des paramètres astrométriques déerivées pour une étoile simple, par rapport aux paramètres pour une étoile uniformément lumineuse, en fonction des caractéristiques des asymétries de brillance de surface. Ces prévisions sont confirmées par les résultats de simulations du traitement des données astrométriques de Gaia, auxquelles des mouvements du photocentre causés par des asymétries de brillance de surface ont été ajoutés en utilisant un modèle gaussien markovien.

Dans le cas d'une étoile super-géante rouge, le décalage moyen du photocentre est d'environ 0.1 UA. Un bruit photocentrique de cette amplitude se traduit dans une imprécision de 10% sur la parallaxe (indépendamment de la distance), qui peut devenir plus grande que l'erreur statistique sur la parallaxe déerivée par la réduction des données, pour les étoiles plus proches d'environ 4 kpc. Pour les étoiles les plus proches, nous évaluons une imprécision sur la parallaxe qui peut être 10 fois leur erreur statistique. Finalement, nous estimons que jusqu'à environ 4000 étoiles parmi les super-géantes rouges et géantes brillantes peuvent avoir des paramètres astrométriques inexactes à des niveaux plus grands que prévu en raison des asymétries de brillance de surface. Dans la détermination de ce nombre, la gamme de magnitudes observables par Gaia joue un rôle crucial. Le fait que Gaia n'observera pas les étoiles plus brillantes que 5.6 mag (en bande Gaia) signifie que les étoiles les plus proches ne seront pas observées. Pourtant, l'impact des asymétries de brillance de surface est proportionnel à leur taille angulaire, ce qui signifie que les étoiles dont la précision astrométrique seraient la plus affecté ne seront pas observées.

Différents modèles de taches ont été réalisés et des prédictions analytiques pour les effets de ces taches magnétiques sont calculés pour les classes les plus représentatives des étoiles magnétiques.

Un autre effet de la présence des asymétries de brillance de surface est leur impact sur le traitement des données de Gaia. La qualité de l'ajustement des données est évaluée avec le paramètre F2 qui est une transformation de χ2 telle qu'il ait une distribution normale lorsque le modèle est adéquat. Si la qualité de l'ajustement F2 de la solution étoile-simple n'est pas acceptable (F2>3), une chaîne de solutions de complexité croissante est essayée jusqu'à ce qu'une solution satisfaisante (avec F2<3) soit obtenue. Si aucune solution satisfaisante n'est trouvée, une solution dite stochastique est calculée où une erreur "cosmique" est ajoutée aux données afin d'obtenir une solution étoile-simple avec F2=0. Nous montrons que le bruit du photocentre induit une augmentation de F2, ce qui provoque l'activation de cette chaîne de solutions. Selon les caractéristiques du bruit du photocentre, une solution étoile-non-simple est obtenue pour une fraction variable des étoiles dans nos simulations. Nous montrons que ces solutions (orbitales) ainsi obtenues ne sont pas acceptables car non significatives ou non-physiques. Enfin, une fraction importante d'étoiles se voient attribuer une solution stochastique avec un bruit cosmique correspondant au bruit photocentrique.
Doctorat en Sciences
info:eu-repo/semantics/nonPublished

A new semiautomatic technique for the segmentation and reconstruction of 3D vertebral anatomy from MRI is presented where five cadaveric human lumbar spines and one ovine spine were used. The MR images were subjected to contrast enhancement, anisotropic diffusion filtering, and thresholding was selected as the preferable segmentation technique to create 3D surfaces from the MRI datasets. The reconstructions were manually cleaned using commercial software. The resulting reconstructed surface included discrete vertebral bodies with distinct separation between the spinous processes. CT reconstructions were used to assess the accuracy of the reconstructed spinal anatomy from MRI.

During the last decades, the interest of chemistry toward increasingly sophisticated processes has grown exponentially. As a consequence, the evolution of the systems under investigation has been necessarily paired with the development of modern methodologies capable of handling the enormous amount of data stemming from samples of great complexity. Among the many examples in the literature, one of the biggest ongoing challenges is the analysis of mixtures, from reaction crude extracts to biological fluids like blood and urine. Indeed, chromatography has been - and still remains - one of the primary methods adopted to reduce the complexity of a multi-analyte system. Nonetheless, one intrinsic problem of the chromatographic approach is its inability to identify unknown molecules, and hyphenated techniques (mostly based on mass spectroscopy) have been developed just to overcome this stumbling block. On the other hand, Nuclear Magnetic Resonance (NMR) spectroscopy is one of the most powerful techniques for the investigation of organic compounds. NMR exploits an intrinsic property exhibited by some atomic nuclei -- the spin -- to acquire chemical and structural information through well-established experimental protocols, known as pulse sequences. In particular, solution-state NMR can boast a vast ensemble of procedures aimed at collecting detailed data about through bond connectivities (COSY, TOCSY, HSQC,...) or through space proximities (NOESY, ROESY,...). All these information are nothing less than fundamental for the structure determination of unknown compounds. Even tough this makes NMR spectroscopy largely appealing, the acquisition of such extensive information ultimately translates into detecting many signals at once, so that spectra interpretation can become a very challenging task. This is especially true when observing 1H resonances, which display a small dispersion in the frequency domain (about 12 ppm) and spectral crowding becomes consequently a serious problem. Not surprisingly, the situation becomes almost unmanageable when NMR is applied to the assay of mixtures, where the superposition of signals stemming from different species is virtually assured. Certainly, multidimensional NMR techniques can be useful for the interpretation of crowded single-molecule spectra, but they rapidly loose all their advantages as the number of components in the sample increases. As for chromatography, the advent of hybrid techniques like LC-NMR, where LC stands for Liquid Chromatography, has partly circumvented the aforementioned difficulties, yet at the cost of an expensive and dedicated instrumentation. In the context of mixture analysis, matrix-assisted NMR methodologies stand as an alternative to the various hyphenated techniques. They rely on the combination of NMR spectroscopy and an external agent added to the sample, which can be either a molecular or macromolecular species, or even a mesoscopic matrix. The aim of such matrices is to differentiate the signals of the various components, favouring their detection and characterisation. The present work is divided into three independent parts. The first two are dedicated to different subjects of matrix-assisted NMR. In particular, Part I is aimed at the understanding of the physical phenomena underlying signal broadening when a solid, stationary phase is used in Matrix-Assisted Diffusometry (MAD) NMR measurements. Part II focuses on nanoparticle-assisted NMR chemosensing, a technique where monolayer-protected gold nanoparticles are exploited to transfer magnetization to selected classes of analytes by means of the Nuclear Overhauser Effect. In this second part, different nanoparticle-assisted methodologies are presented and analysed, alongside with some strategies aimed at the enhancement of the sensitivity. Part III concerns the complete 1H-NMR characterisation of the atomically precise Au38(SBut)24 gold nanocluster, which can be considered as a prototypical nanoparticle. The Au38 core features four different symmetry-unique and equally populated binding sites for the grafting of the ligands that constitute the coating monolayer. Each binding site shows a distinct pattern of resonances, so that the overall 1H-NMR spectrum of the cluster is the result of the superposition of four independent subspectra. In this case, the full characterisation of the spectrum has been achieved through a combined NMR-MD (Molecular Dynamics) analysis.

Le Fond Diffus Cosmologique (FDC) est une sonde cosmologique clé mettant des contraintes étroites sur le modèle CDM de l’Univers. Emis 380000 ans après le big bang, il montre de petites anisotropies en température et en polarisation qui tracent les inhomogénéités cosmiques à différentes époques de l’Univers. D’une part, les anisotropies primaires donnent accès à l’inflation durant laquelle les perturbations primordiales sont générées. D’autre part, les anisotropies secondaires tracent les inhomogénéités dans l’Univers récent, qui ont évolué en grandes structures sous l’action de la gravité, à partir des inhomogénéités primordiales. Ainsi les anisotropies du CMB sont une sonde puissante à la fois de l’origine des inhomogénéités dans l’Univers très jeune, et de leur état évolué dans l’Univers récent. Cette thèse porte sur deux aspects des inhomogénéités: d’abord leur production dans une extension du scénario inflationnaire, puis la prédiction de l’impact des champs magnétiques des grandes structures sur les anisotropies secondaires polarisées du FDC.Malgré ses succès, l’inflation ne résout pas le problème de la singularité initiale du big bang, où la gravité pourrait être quantique. En Cosmologie Quantique à Boucles (CQB), cette singularité est remplacée par un rebond quantique. La CQB à un champ avec potentiel quadratique a déjà été étudiée et prédit une phase d’inflation suivant le rebond. Les perturbations primordiales ne sont plus seulement produites pendant l’inflation, mais aussi pendant le rebond et la contraction le précédant. Ici, j’ai considéré une extension à deux champs de la CQB avec un champ massif comme inflaton, et un champ sans masse servant d’horloge interne. J’ai d’abord étudié l’évolution globale de l’Univers de manière analytique et numérique, montrant que loin dans la contraction, le champ massif domine le contenu énergétique. J’ai aussi vérifié que l’inflation reste probable, malgré la présence du champ sans masse. Puis, j’ai examiné la production de perturbations: contrairement au cas à un champ, en plus de la composante adiabatique standard, elles sont ici décrites par une composante isocourbe, caractéristique des modèles multi-champs et pour laquelle Planck a mis des limites supérieures. Loin dans la contraction, ces deux composantes sont hautement couplées. J’ai montré comment fixer leurs conditions initiales en utilisant des variables combinant les deux types de perturbations, rendant le couplage sous-dominant. Il reste maintenant à les propager à travers le rebond jusqu’à la fin de l’inflation pour obtenir leurs spectres de puissance (croisé), à comparer ensuite aux contraintes observationnelles.Depuis son émission, le FDC a voyagé à travers les grandes structures avant de nous atteindre. Son interaction avec les structures engendre des anisotropies secondaires, comme celles dues à l’effet SZ dans les amas. Des plasmas magnétisés ont été observés dans les galaxies et les grandes structures. Cela devrait engendrer de la Rotation Faraday (RF) de la polarisation linéaire primordiale, transformant des modes E en B, et de la Conversion Faraday (CF) de la polarisation linéaire en circulaire. J’ai revisité ces sources d’anisotropies en calculant les spectres de puissance angulaires de l’angle de RF et du taux de CF par les grandes structures. J’ai utilisé le modèle de halo en me focalisant sur l’impact des projections des champs magnétiques. Les spectres piquent à des multipoles 104 et sont proportionnels à 83, en supposant un champ magnétique indépendant de la masse du halo. Cette dépendance est cependant dégénérée avec celle qui existe entre les champs magnétiques et la masse des halos. Puis, je détaille le calcul des spectres de puissance angulaires totaux des anisotropies polarisées, à partir de ceux de la RF et de la CF. Enfin, je montre comment reconstruire les champs de RF et de CF à partir du FDC en adaptant les estimateurs développés pour la reconstruction du lentillage gravitationnel
The Cosmic Microwave Background (CMB) is a key cosmological probe, that sets tight constraints on the CDM model of the Universe. Released 380000 years after the big bang, it exhibits tiny anisotropies in temperature and polarisation which trace the cosmic inhomogeneities at different epochs of the Universe. On the one hand, primary anisotropies give access to inflation, during which the primordial perturbations are generated. On the other hand, secondary anisotropies trace inhomogeneities in the recent Universe, which have evolved into large scale structures through gravity, starting from the primordial ones. Hence CMB anisotropies are a powerful probe of both the origin of inhomogeneities in the very early Universe, and their evolved state in the late-time Universe. This thesis deals with two aspects of inhomogeneities by first considering their production in an extension of the inflationary scenario, and second by predicting the impact of magnetic fields in large scale structures on the secondary CMB polarised anisotropies.Despite its successes, inflation does not solve the initial big bang singularity issue, where gravity might need to be quantised. In Loop Quantum Cosmology (LQC), this singularity is replaced by a quantum bounce. Single field LQC with quadratic potential has already been studied and predicts an inflation phase following the bounce. Then, primordial inhomogeneities are not only produced during inflation, but also during the bounce and the contraction preceding it. Here, I considered a multifield extension of LQC with two fields: a massive one as being the inflaton, and a massless one used as an internal clock. I first studied the background evolution of the Universe both analytically and numerically. I showed that far in the contraction, the massive field dominates the energy budget. I have also checked that inflation remains likely to happen, despite the presence of the massless field. Secondly, I investigated how perturbations are produced. Unlike the one-field case, they are now described by an isocurvature component in addition to the standard adiabatic one, the former being characteristic of multifield models, for which Planck has put upper limits. In the remote past of the contraction, these two kinds of perturbations are highly coupled. I showed how to set their initial conditions by using appropriate variables mixing both kinds of perturbations, making the coupling subdominant. These perturbations remain to be propagated through the bounce down to the end of inflation to get their primordial (cross)spectra, to be subsequently compared to observational constraints.Since its released, the CMB traveled through large scale structures before reaching us. This leads to secondary anisotropies by its interaction with these structures, like e.g. gravitational deflection or the SZ effect in clusters. Magnetic fields have been observed in galaxies and larger structures. Since these structures are also filled with free electrons, this should lead to the Faraday Rotation (FR) effect which rotates the primordial linear polarisation, turning E into B modes, and to the Faraday Conversion (FC) effect which converts linear into circular polarisation. I revisited these sources of secondary anisotropies by computing the angular power spectra of the FR angle and the FC rate by large-scale structures. I used the halo model paying special attention to the impact of magnetic field projections. I found angular power spectra peaking at multipoles 104. Assuming a mass-independent magnetic field, the angular power spectra scale with the amplitude of matter perturbations as 83. This scaling is however degenerated with the one of the magnetic field with halos’ mass. I finally detail how to compute the full angular power spectra of polarised anisotropies, starting from the FR and FC power spectra. I also show how to reconstruct the FR and FC fields from the CMB adapting the estimators developed for lensing reconstruction

Cette thèse est principalement consacrée à l'étude des inhomogénéités de taille nanométrique dans les systèmes magnétiques désordonnés ou dilués. La présence d'inhomogénéités, souvent mise en évidence dans de nombreux matériaux, donne lieu à des propriétés physiques intéressantes et inattendues. La possibilité de ferromagnétisme à l'ambiante dans certains matéraux a généré un grand enthousiasme en vue d'application dans la spintronique. Cependant, d'un point de vue fondamental la physique de ces systèmes reste peu explorée et mal comprise. Dans ce manuscrit, on se propose de fournir une étude théorique complète et détaillée des effets des inhomogenéités de tailles nanométriques sur les propriétés magnétiques dans les systèmes dilués. Tout d'abord, on montre que l'approche RPA locale autocohérente est l'outil le plus adapté et fiable pour un traitement approprié du désordre et de la percolation. Nous avons implémenté cet outil et étudié dans un premier temps, les propriétés magnétiques dynamiques d'un modèle Heisenberg dilué (couplages premiers voisins) sur un reseau cubique simple. Nous avons reproduit précisémment la disparition de l'ordre à longue portée au seuil de percolation et comparé ce travail à des études précédentes. Dans le cadre d'un Hamiltonien minimal (modèle $V$-$J$) nous avons ensuite étudié en détails les propriétés magnétiques de (Ga,Mn)As (température critique, excitations magnétiques, stiffness,..). Nous avons obtenu de très bon accords avec les calculs textit{ab initio} et les résulats expérimentaux. Finalement, nous avons étudié les effets des inhomogénéités dans les sytèmes dilués. Nous avons montré, qu'inclure des inhomogenéités pourrait s'averer être une voie très efficace et prometteuse pour dépasser l'ambiante dans de nombreux matériaux. Nous avons pu obtenir une augmentation colossale de la température critique dans certains cas comparée à celle des systèmes dilués homogènes. Nous avons atteint une augmentation de 1600% dans certains cas. Nous avons également analysé les effets des inhomogénéités sur les courbes d'aimantations, elles sont inhabituelles et peu conventionelles dans ces systèmes. Les spectres d'excitations magnétiques sont très complexes, avec des structures très riches, et présentent de nombreux modes discrets à haute energie. De plus, nos calculs ont montré que la ''spin-stiffness" est fortement supprimé par l'introduction d'inhomogénéités. Il reste encore de nombreuses voies à explorer, ce travail devrait servir de base à de futures études théoriques et expérimentales des systèmes inhomogènes.

A dissertation submitted to the Faculty of Science, University of the Witwatersrand, Johannesburg, in fulfilment of requirements for the degree of Master of Science. August 2015.
This work investigates the impact of the extragalactic background light fluctuations on very high energy !-ray spectra from distant blazars. We calculate the extragalactic background light spectral energy distribution using a model that extends those proposed by Razzaque et al. (2009ApJ.697.483R) and Finke et al. (2010ApJ.712.238F). We introduce a model for fluctuations in the extragalactic background light based on fluctuations in the star formation rate density, since these two fluctuations can reasonably be expected to be correlated. Fluctuations in the star formation rate are estimated from the semi-analytical galaxy catalogue of Guo et al. (2013MNRAS.428.1351G), we use his model to derive the resulting opacities for !-rays from distant sources. We determine the mean, lower and upper limits for the scatter of the star formation rate density, which then allow us to compute corresponding limits on the extragalactic background light spectrum. We then calculate the impact of these fluctuations limits on the !-ray optical depth. This appears to be the first detailed analytical model that aims to account for the impact of extragalactic background light fluctuations on the !-ray opacity. The model predicts relatively high variations ( 15%) on the opacity in the energy range less than 100 GeV for nearby sources. The impact is found to be smaller (⇠ 5%) for very high energy !-rays from distant sources.

Usando a técnica de imagem por ressonância magnética (IRM) é possível adquirir uma vasta quantidade de informação tanto anatómica como funcional, obtendo-se assim melhores diagnósticos e ajuda no tratamento de pacientes. O diagnóstico pode ser melhorado utilizando ferramentas de análise automática das imagens. Essa análise poderá sofrer a influência de alguns artefactos, sendo um deles a distorção de intensidades, causado por não-uniformidades da excitação e recepção a quando do uso do pulso de rádio frequência (RF), assim com também é devido às interacções electrodinâmicas com o objecto. O desejo de resolver este problema levou ao desenvolvimento de vários algoritmos com diferentes bases teóricas. Realizaram-se ainda variadas avaliações e comparações entre eles, mas, até agora, não foi encontrado um algoritmo que possa ser considerado inquestionavelmente o melhor para todos os tipos de dados adquiridos com IRM. Para resolver esta ambiguidade, neste trabalho não é proposto um novo algoritmo. Foram usados quatro conhecidos algoritmos para a correcção destas não-uniformidades, de maneira a tentar encontrar o melhor método de correcção para cada tipo de aquisição de IRM. Foram utilizadas imagens simuladas com não-uniformidades na intensidade, geradas com parâmetros de sequência idênticos às aquisições reais, de maneira a se puder obter imagens com intensidades próximas das imagens clínicas e observar como este factor influencia os algoritmos de correcção. As imagens corrigidas foram avaliadas com diversos parametros relacionados com a qualidade de imagem. Verificou-se que a performance de cada algoritmo varia dependendo do tipo de imagem que está a corrigir. Não foi encontrado um algoritmo que fosse superior a todos os outros para todas a situações. A avaliação do melhor algoritmo foi realizada tendo em conta o propósito das imagens e o parâmetro que se pretende melhorar. A escolha do método mais adequado para um tipo específico de imagens provou ser um passo importante quando se procura melhorar uma análise subsequente da imagem, neste caso segmentação. Estas melhorias poderão ser usadas para apoiar decisões médicas e melhorar assim os cuidados de saúde. Palavras-chave: Correcção da não-homogeneidade, MRI, segmentação, qualidade de imagem, processamento de imagem