Bulletin Cassiopée – Équinoxe d'automne 2015
- reneehlozek
- 11 sept. 2025
- 50 min de lecture
Date : 23 septembre 2015
Dans ce numéro :
Rapport du président
Actualités du CNRC Herzberg
Actualités Gemini
Questions ALMA
Actualités ACURA
Actualités BRITE-Constellation
Mise à jour MSE
Mise à jour SKA
Rapport d'avancement de CHIME
Liste des thèses du CFHT
Thèse : La structure et l'évolution des nuages moléculaires libres formant des étoiles
Thèse : L'évolution des amas d'étoiles dans les champs de marée
Thèse : Propriétés des gaz moléculaires dans les galaxies infrarouges lumineuses locales
Rédacteurs : Magdalen Normandeau et Joanne Rosvick
Cassiopée est la newsletter trimestrielle de la CASCA, publiée aux solstices et aux équinoxes (21 mars, 21 juin, 21 septembre et 21 décembre).
Pour soumettre une contribution, veuillez envoyer un courriel à cassiopeia.editors@gmail.com . Toutes les contributions doivent être reçues avant la date limite (généralement deux semaines avant la publication) pour être publiées dans la prochaine édition. J'accepte les documents texte brut et Word. Veuillez noter que la mise en forme de votre document ne sera pas conservée. Veuillez joindre les images à votre courriel, sans les incorporer dans le texte. Veuillez indiquer les URL entre parenthèses à côté du mot ou de la phrase que vous souhaitez utiliser comme ancre de lien.
Rapport du président
Par Chris Wilson, président de la CASCA (Cassiopeia – Automne 2015)
Salut tout le monde,
Comme d’habitude, la cohue de la rentrée scolaire a fait son effet habituel, et ce sera donc encore une fois un court rapport soulignant quelques points clés.
L'UAI a tenu son assemblée générale à Honolulu en août. Les Canadiens étaient bien représentés parmi les participants et les conférenciers invités. Environ 40 chercheurs canadiens sont devenus membres de l'UAI lors de cette réunion. Deux Canadiens ont été élus à des comités de haut niveau de l'UAI : Bill Harris, de l'Université McMaster, au Comité des membres, et JJ Kavelaars, du CNRC Herzberg, au Comité des finances.
Je suis sûr que beaucoup d'entre vous suivent l'actualité du TMT depuis Hawaï. Au moment où j'écris ces lignes, les travaux sont toujours suspendus et des manifestants sont toujours présents sur la route d'accès au sommet la plupart du temps. La situation fait régulièrement la une des journaux, notamment au Canada, plus récemment dans l'émission « As it happens » de CBC. La situation reste difficile pour les deux camps et nous devons faire preuve de patience et laisser les parties les plus proches du dossier trouver une solution.
Le comité d'évaluation à mi-parcours a poursuivi ses travaux cet été. Il a tenu une réunion en personne à Montréal en juillet, notamment avec le personnel de l'Agence spatiale canadienne, et commence à rédiger son rapport. La publication du rapport final est prévue pour la fin de l'automne 2015.
Le comité consultatif de l'ACURA sur le SKA a également été actif cet été. Une réunion intitulée « Le Canada et le SKA » se tiendra à Toronto les 10 et 11 décembre 2015. Cette réunion permettra à la communauté canadienne d'évaluer ses principaux intérêts et activités pour le SKA, et d'identifier les domaines de synergie et de coordination. Cette réunion se tiendra parallèlement à une réunion sur le Murchison Widefield Array, du 7 au 9 décembre 2015. Les inscriptions sont ouvertes à l' adresse http://mwatelescope.org/toronto/
Un appel de candidatures pour les différents prix de la CASCA sera lancé prochainement cet automne, la date limite étant prévue pour fin novembre ou début décembre. Cette date limite sera plus rapprochée que les années précédentes afin de permettre aux lauréats d'être identifiés suffisamment tôt pour augmenter leurs chances d'assister à l'assemblée générale annuelle de la CASCA, qui se tiendra à Winnipeg en 2016. Le conseil d'administration de la CASCA s'apprête également à créer un nouveau comité sur la diversité et recherchera bientôt des membres pour ce nouveau comité. Le conseil d'administration a également engagé des fonds du Fonds Westar pour appuyer une nouvelle demande présentée par Discover the Universe et l'Institut Dunlap au programme PromoScience du CRSNG.
Pour conclure, je tiens à souligner la présence de quatre membres de notre société qui ont été honorés le mois dernier. Roberto Abraham, de l'Université de Toronto, a été élu membre de la Société royale du Canada. Julio Navarro, de l'Université de Victoria, a reçu la médaille Henry Marshall Tory de la Société royale du Canada. Cette médaille récompense des recherches exceptionnelles dans toute branche de l'astronomie, de la chimie, des mathématiques, de la physique ou d'une science connexe. Matt Dobbs, de l'Université McGill, et Sara Ellison, de l'Université de Victoria, ont été nommés au Collège de nouveaux chercheurs et créateurs en art et en science de la Société royale du Canada. Félicitations à Sara, Matt, Julio et Bob pour ces distinctions bien méritées.
Actualités du CNRC Herzberg
Par Dennis Crabtree (NRC-Herzberg) avec les contributions de David Bohlender, Greg Burley, Alan McConnachie et Dmitry Monin (Cassiopeia – Automne 2015)
Ces rapports paraîtront dans chaque numéro d'E-Cass afin d'informer la communauté astronomique canadienne des activités du CNRC Herzberg. Les membres de la communauté sont invités à nous faire part de leurs commentaires sur la façon dont le CNRC Herzberg s'acquitte de son mandat d'« exploiter et d'administrer les observatoires astronomiques établis ou entretenus par le gouvernement du Canada » (Loi sur le CNRC).
Actualités générales
Un organisme sans but lucratif enregistré en Colombie-Britannique, la Société des Amis de l'Observatoire fédéral d'astrophysique (DAO), a été créé. Ses principaux objectifs sont de promouvoir l'intérêt et la sensibilisation à l'égard de l'OAD et de relancer les activités d'éducation et de sensibilisation du public offertes par le Centre de l'Univers, fermé par le CNRC Herzberg en 2013 en raison de restrictions budgétaires. L'organisme dispose d'un site web ( Friends of the DAO ) et d'une page Facebook ( www.facebook.com/FriendsDAO ).
Télescopes DAO
Les vénérables télescopes DAO de 1,2 m et 1,8 m continuent de fonctionner chaque nuit claire à Victoria. Nous encourageons les nouveaux utilisateurs, et notamment les étudiants, à postuler. Les télescopes sont programmés trimestriellement, la date limite de soumission des propositions étant fixée à un mois avant le début de chaque trimestre.
Les opérations robotisées sont très populaires sur le télescope de 1,2 m, avec généralement 60 % des nuits programmées en mode automatique. Bien que ce télescope ne dispose pas de capacités d'imagerie, son spectrographe McKellar offre un grand nombre de configurations de réseaux et de caméras pour fournir des spectres avec des dispersions comprises entre 2,4 et 40,9 Å/mm. La couverture en longueur d'onde est limitée par la longueur de 60 mm du CCD SITe-4. Dans de bonnes conditions, lors des nuits robotisées, nous obtenons régulièrement des spectres pour des objets aussi faibles que V = 11, principalement pour des mesures de vitesse radiale par analyse de corrélation croisée. La réaluminisation du miroir primaire aura lieu en septembre.
Le télescope Plaskett de 1,8 m, qui en est à sa 97e année de fonctionnement, offre des capacités d'imagerie, de spectroscopie et de spectropolarimétrie. Les programmes spectroscopiques (avec un choix de dispersions entre 10 et 120 Å/mm) restent les plus populaires, mais depuis plusieurs années, environ 20 % du temps est consacré aux programmes utilisant le module polarimétrique dimaPol. Ce module permet des mesures de polarisation circulaire d'une région de 300 Å, entrée sur la raie H-bêta, et est utilisé pour la recherche de nouvelles étoiles magnétiques de la séquence principale supérieure, en complément des grands programmes menés au CFHT et dans d'autres observatoires. L'imagerie au foyer newtonien modifié est également possible, et le capteur CCD E2V-1 dédié offre un champ de vision de 7,2 x 3,2 m. Des services d'observation sous contrat sont proposés aux candidats qui le souhaitent ; ils peuvent ainsi se prémunir contre les intempéries prolongées, notamment en hiver, puisque seules les heures d'observation utiles sont facturées.
Compte tenu du succès de l'automatisation du télescope de 1,2 m, nos derniers efforts de développement DAO se concentrent sur la mise à niveau du télescope Plaskett, du dôme et du logiciel de contrôle afin de permettre à terme un fonctionnement robotisé similaire du télescope de 1,8 m et du spectrographe ou de l'imageur. Un nouveau système de contrôle du télescope a été lancé, l'obturateur du dôme et les rideaux de vent sont désormais contrôlés par le réseau, un capteur de pluie est opérationnel et un codeur absolu mis à jour a été installé sur l'axe d'ascension droite afin d'améliorer considérablement le suivi du télescope. Nous prévoyons d'installer de nouveaux commutateurs de fin de course et d'horizon dans les prochains mois ; contrairement au télescope de 1,2 m, nous sommes confrontés à la difficulté supplémentaire d'éviter les collisions du télescope de 1,8 m avec le pilier ou le dôme ! Une fois cette protection essentielle installée et plusieurs autres éléments en place, nous commencerons à tester les observations automatisées (mais supervisées) au cours des prochains semestres.
N'hésitez pas à contacter David Bohlender ( david.bohlender@nrc-cnrc.gc.ca ) ou Dmitry Monin ( dmitry.monin@nrc-cnrc.gc.ca ) au CNRC Herzberg pour de plus amples renseignements.
Spectrographe Gemini GHOST
Le projet GHOST est un partenariat entre l'AAO, l'ANU, le CNRC et Gemini visant à concevoir et à construire un spectrographe haute résolution alimenté par fibre optique pour Gemini Sud. L'AAO, chef de file du projet, développe l'alimentation par fibre optique et l'optique d'injection de fibre optique, l'ANU fournit le logiciel, et le CNRC développe le spectrographe de paillasse et l'enceinte thermique. GHOST a fait l'objet d'un développement intensif et approche de la fin de sa phase de conception.
L'instrument est équipé d'une double alimentation à fibre optique pour des résolutions de 75 000 (mode haute résolution) et 50 000 (mode basse résolution). La gamme de longueurs d'onde s'étend de 363 nm à 950 nm, avec un croisement bleu/rouge à 535 nm. L'intégralité du spectre optique est obtenue en une seule observation. Le spectrographe de table est basé sur un réseau échelle à haute efficacité avec disperseurs croisés VPH. Sa conception optique à double faisceau (rouge + bleu) comprend deux détecteurs CCD indépendants pour garantir un débit élevé sur toute la gamme de longueurs d'onde.
Pour une stabilité optimale de l'instrument, le spectrographe de table est situé dans le laboratoire du pilier du télescope, dans une enceinte thermique stabilisée en température. Bien qu'il ne soit pas optimisé pour des vitesses radiales précises, GHOST devrait permettre une précision de quelques m/s.
Durant la phase de conception et de développement, les ingénieurs du CNRC ont réalisé la conception optique et l'agencement optomécanique, conçu et prototypé le système de détection, et travaillé sur le concept et la conception du boîtier. Les revues de conception critiques et finales sont prévues pour fin 2015/premier trimestre 2016, et la première lumière est attendue début 2018.
Spectrographe Échelle Montréal-Ohio-Victoria (FILM)
Le spectrographe Échelle Montréal-Ohio-Victoria (MOVIES) est une collaboration entre le CNRC, l'Université de Montréal et l'Université d'État de l'Ohio. Il a été l'une des quatre études de faisabilité retenues à l'issue d'un processus de sélection concurrentiel pour une étude de six mois, d'un montant de 100 000 $ CA, dans le cadre du processus lancé par Gemini pour la conception d'un nouvel instrument de « génération 4 ». Le rapport d'étude de faisabilité a été soumis à Gemini le 24 août 2015.
MOVIES est un spectrographe optique et proche infrarouge (NIR) à double bras, à large bande passante et à résolution modérée (R3 – 10K), couvrant simultanément la plage de 0,36 à 2,45 μm. Il est équipé d'une caméra d'acquisition rapide fonctionnant simultanément sur deux bandes optiques et une bande NIR. MOVIES est conçu pour obtenir des spectres de l'Univers faible avec un débit élevé, une efficacité et une fiabilité élevées.
Une caractéristique essentielle et déterminante de MOVIES est l'exploitation du mode « cible d'opportunité » de Gemini. MOVIES acquerra des cibles (y compris le démarrage de l'exposition d'acquisition, la lecture des images, l'identification de la cible, le centrage et la vérification de l'objet dans la fente, le passage en mode de guidage et le démarrage de l'exposition scientifique) en 90 secondes. Les caméras d'acquisition et de guidage offrent un large champ de vision (3 x 3 minutes d'arc) pour assurer une bonne couverture du ciel, faciliter une astrométrie précise et permettre une acquisition à l'aveugle si nécessaire. Deux images optiques et une image proche infrarouge sont obtenues simultanément, facilitant l'acquisition de cibles dont la distribution spectrale est inconnue. De plus, elles sont conçues pour être utilisées comme imageurs multibandes simultanés afin d'obtenir des diagrammes couleur-couleur en une seule prise ; elles constituent une importante capacité d'imagerie scientifique à part entière.
Un débit élevé est obtenu grâce à la conception à deux bras, où des optiques optimisées dans chaque bras et des réseaux VPH minimisent les pertes de lumière. Cette conception a été développée pour minimiser le nombre d'éléments optiques par bras. Des détecteurs optimisés pour de larges plages de longueurs d'onde dans l'optique et le proche infrarouge sont utilisés avec des revêtements améliorant encore leur efficacité. Pour le bras optique, il est possible d'utiliser un CCD multiplicateur d'électrons grand format comme détecteur scientifique principal ; en mode EM (gain élevé), ces détecteurs permettent une amélioration significative de l'efficacité d'observation par rapport aux CCD classiques pour les cibles faibles.
De plus, l'absence de bruit de lecture dans ces détecteurs permet un post-traitement par binning temporel et spectral à une fréquence potentiellement extrêmement élevée (en hertz), ouvrant ainsi un nouveau domaine de spectroscopie optique à haute fréquence pour les observations énergétiques, variables et/ou transitoires. MOVIES sera examiné par Gemini fin septembre. Pour plus d'informations sur MOVIES, veuillez contacter les personnes-ressources canadiennes suivantes :
Responsable (CNRC) : Alan McConnachie ( alan.mcconnachie@nrc-cnrc.gc.ca ), Responsable (UdM) : René Doyon ( doyon@astro.umontreal.ca ), Leslie Saddlemyer ( Leslie.Saddlemyer@nrc-cnrc.gc.ca ), Olivier Hernandez ( olivier.hernandez@umontreal.ca ) et Étienne Artigau ( artigau@ASTRO.UMontreal.CA ).
Actualités Gemini
Par/par Stéphanie Côté (Cassiopée – Automne 2015)
Nouvelle série de programmes longs et de grande envergure acceptés en 2015
Les résultats de la sélection des programmes de grande et de longue durée 2015 sont connus, et cinq nouveaux programmes ont été acceptés cette année. Tous ont des chercheurs principaux américains, et huit co-chercheurs canadiens participent à trois des projets. Zachary Draper (doctorant à l'Université de Victoria), Samantha Lawler (Université de Victoria), Brenda Matthews (CNRC Herzberg), Sebastian Bruzzone (doctorant à l'Université Western Ontario), Stan Metchev (Université Western Ontario) et Max Millar-Blanchaer (doctorant à l'Université de Toronto) travailleront sur la « Caractérisation des débris poussiéreux dans les systèmes exoplanétaires », sous la direction de Christine Chen (STScI). Chris Willott (NRC Herzberg) travaillera avec Yue Shen (Carnegie) sur « A GNIRS Near-IR Spectroscopic Survey of z>5.7 Quasars », et Craig Heinke (Université de l'Alberta) travaillera avec Robert Hynes (Louisiana State University) sur « Dynamical Masses of Black Holes and Neutron Stars from the Galactic Bulge Survey » en utilisant GMOS-S.
Les deux autres grands programmes acceptés pour 2015 sont dirigés par Ian Crossfield (Université d'Arizona) « Validation des planètes habitables et rocheuses de K2 avec l'imagerie AO » et Catherine Huitson (Université du Colorado) « La première étude dédiée à la détection et à la caractérisation des nuages dans les atmosphères des exoplanètes ».
Les premières données scientifiques de GRACES sont accessibles au public
Un petit ensemble de cibles scientifiques a été observé avec GRACES lors de sa mise en service avant le semestre 2015B. Les cibles ont été sélectionnées par le STAC et comprennent un QSO, des noyaux de galaxies proches, une nébuleuse planétaire, des étoiles riches en éléments alpha et une étoile jumelle solaire, ainsi que des étalons spectrophotométriques. Les données brutes et réduites (via le pipeline Opera) sont accessibles publiquement ici . Les données sont excellentes et le débit de GRACES est encore meilleur que prévu. La figure 1 compare les performances d'autres spectrographes haute résolution sur des télescopes de 8 à 10 mètres et GRACES les surpasse nettement dans le rouge à partir d'environ 600 nm. GRACES a été développé au CNRC Herzberg en collaboration avec FiberTech Optica (de Kitchener, en Ontario) et avec l'aide du personnel de Gemini et du TCFH. Une autre belle réussite pour une technologie innovante canadienne !
Propositions à délai d'exécution rapide : date limite chaque fin de mois
Nous vous rappelons que le programme de financement accéléré se poursuit sur Gemini-Nord tout au long de l'année et qu'une date limite de dépôt des propositions est fixée à la fin de chaque mois. Les programmes acceptés seront actifs un mois plus tard, pour une durée totale de trois mois. De nombreux programmes canadiens ont déjà été acceptés et suivis. La prochaine date limite est le 30 septembre (bien qu'un appel à propositions régulier soit également lancé pour les chercheurs principaux). Veuillez noter que GRACES est proposé pour cet appel à propositions accéléré de septembre, ainsi que pour tous les autres instruments du Nord.
Les utilisateurs pourraient penser que le programme FT doit être réservé aux observations nécessitant une intervention rapide. Or, il n'en est rien. Les propositions FT peuvent viser le suivi d'événements astronomiques inhabituels ou inattendus, mais aussi des études pilotes, des projets autonomes de courte durée, des observations courtes, spéculatives et risquées, la finalisation d'une thèse lorsque seules quelques observations supplémentaires sont nécessaires, la complétion d'un jeu de données existant pour publication, ou tout autre type de projet de courte durée.
Aux dernières nouvelles, le Conseil d'administration vient d'approuver les propositions du FT pour Gemini-Sud également. Le premier appel à propositions incluant Gemini-Sud aura probablement lieu fin octobre. Il est prévu que les propositions pour les deux télescopes soient regroupées dans un seul groupe, le temps étant alloué au mérite plutôt que d'appliquer une répartition Nord-Sud stricte à 50/50.
Veuillez vous inscrire à la liste de diffusion « Fast Turnaround » en envoyant un message à gemini-FT-reminders+subscribe@gemini.edu (vous pouvez également vous désabonner en utilisant gemini-FT-reminders+unsubscribe@gemini.edu ). Cette liste de diffusion servira à vous envoyer des rappels mensuels des échéances et des informations sur les modifications du programme susceptibles d'affecter ou d'intéresser les utilisateurs.
Beaucoup de bonnes choses dans le forum des utilisateurs sur les réductions de données Gemini
Ce forum est un lieu d'échange d'idées, de scripts et de bonnes pratiques, et permet de discuter avec d'autres utilisateurs de processus et de stratégies de réduction de données. Si vous avez une question générale sur les stratégies ou les approches de réduction de types de données particuliers, consultez le forum pour obtenir de l'aide. Si vous avez écrit un script, une procédure ou des conseils pour d'autres utilisateurs, n'hésitez pas à les partager sur le forum. Depuis sa création l'année dernière, il regorge d'informations intéressantes. Vous y trouverez par exemple un livre de recettes et des scripts de réduction des instructions d'utilisation (IFU) GMOS, des scripts de réduction des longslits GMOS incluant un tutoriel Nod&Shuffle, un nouveau pipeline de réduction de données NIFS Python, ainsi que des scripts pour les réductions GNIRS et Flamingos2. Consultez-le sur le forum DR .
Notez également qu'il existe un court nouveau tutoriel sur « Installation d'Ureka et PyRAF 101 » écrit par Kathleen Labrie disponible ici .
Communiqués de presse canadiens récents
La découverte d'une jeune exoplanète semblable à Jupiter, nommée 51 Eri b, a été annoncée par l'équipe de la campagne GPI. Il s'agit de la première exoplanète découverte dans le cadre du GPI Exoplanet Survey (GPIES), une étude de plus de 600 étoiles proches qui sera menée au cours des trois prochaines années. Cette nouvelle planète a environ deux fois la masse de Jupiter et orbite autour d'une jeune étoile âgée de seulement 20 millions d'années. En plus d'être probablement la planète de plus faible masse jamais photographiée, c'est aussi la première pour laquelle de grandes quantités de méthane ont été directement détectées dans son atmosphère. Cela la rend très similaire aux planètes géantes gazeuses de notre système solaire, dont l'atmosphère est dominée par le méthane. 51 Eridani b nous offre ainsi un aperçu de ce qu'était Jupiter lorsque notre système solaire était jeune. Le GPIES est dirigé par B. MacIntosh (Standford) et compte de nombreux Canadiens : C. Marois, B. Matthews, L. Saddlemeyer (NRC Herzberg), Z. Draper, B. Gerard, M. Johnson-Groh (Université de Victoria), J. Rameau, E. Artigau, R. Doyon, D. Lafrenière (Université de Montréal), S. Bruzzone, S. Metchev (Université Western Ontario), J. Chilcote, J. Maire (Institut Dunlap) et M. Millar-Blanchaer (Université de Toronto). Vous pouvez consulter le communiqué de presse completici .
Un communiqué de presse conjoint de l'Université de Toronto et de Gemini a été publié le 16 septembre 2015, présentant une orbite actualisée pour Beta Pic b, basée sur de nouvelles mesures astrométriques prises en mode spectroscopique du GPI sur une période de 14 mois. La série d'images prises entre novembre 2013 et avril 2015 montre l'exoplanète Beta Pic b pendant un an et demi de sa période orbitale de 22 ans. Non seulement il s'agit des mesures les plus précises jamais réalisées de la position de la planète, mais ces données permettent également d'étudier les interactions dynamiques de l'exoplanète Beta Pic b et du disque de débris environnant. L'ajustement orbital limite également la masse stellaire de Beta Pic à 1,60\pm0,05 masse solaire. L'étude a été dirigée par M. Millar-Blanchaer (Université de Toronto), avec le concours de D.S. Moon (Université de Toronto), J. Chilcote, J. Maire (Institut Dunlap), Z. Draper (Université de Victoria), J. Dunn, C. Marois et L. Saddlemeyer (CNRC Herzberg). Pour consulter le communiqué de presse complet et l'animation, cliquezici .
Questions ALMA
Soumis par Gerald Schieven (Cassiopée – Automne 2015)
Allocations du cycle 3
Les observations du cycle 3 d'ALMA débuteront le 13 octobre, avec le réseau en configuration étendue. Le Canada a obtenu de bons résultats lors du récent processus d'attribution. Sur les 151 propositions auxquelles participait le Canada (dont 36 comme chercheur principal) demandant 1 059 heures, 44 projets (dont 6 comme chercheur principal) ont obtenu le statut de « haute priorité » (cote A ou B), avec 313 heures. Cela représente plus de 14 % de l'allocation totale de haute priorité. (À titre de comparaison, au cycle 2, les projets avec participation canadienne ont reçu un peu plus de 11 % du temps total.) Soixante-dix-neuf personnes provenant de 18 établissements canadiens différents ont soumis des propositions d'ALMA pour le cycle 3.
L'école d'été ALMA 2015
Le Groupe d'astronomie millimétrique Herzberg (MAG) du CNRC, en tant que membre du Centre scientifique nord-américain ALMA, a organisé une université d'été réussie à Penticton du 17 au 21 août. Sept experts en interférométrie et en ALMA ont animé cinq jours de conférences et de travaux pratiques pour 18 étudiants diplômés, postdoctorants et membres du personnel de l'observatoire ALMA. Ces conférences portaient sur les fondamentaux de l'interférométrie et de la radioastronomie, ainsi que sur la manière de réduire les données ALMA dans CASA. L'université, hébergée à l'OADR, comprenait une visite guidée des nouveaux développements de l'OADR : les mises à niveau du télescope John A. Galt de 26 m, CHIME et l'antenne prototype SKA.
Soutien
La réduction des données ALMA nécessite des calculs puissants et un espace de travail important. Si vous avez besoin d'accéder à une telle puissance de calcul pour vos données ALMA, le MAG du CNRC Herzberg peut vous aider. Pour plus d'informations, contactez Brenda Matthews ( brenda.matthews@ncr-cnrc.gc.ca ).
Actualités ACURA
Par Ernie Seaquist, directeur exécutif de l'ACURA
(Cassiopée – Automne 2015)
Introduction
Il s'agit du huitième numéro du bulletin semestriel destiné aux lecteurs d'E-Cass. Son objectif est de tenir la communauté informée des activités de l'ACURA. L'ACURA est l'Association universitaire canadienne pour la recherche en astronomie (AUCRA), qui compte 20 universités membres. L'ACURA a pour mission de promouvoir les intérêts des astronomes universitaires canadiens, notamment les projets prioritaires du PLT nécessitant un financement fédéral. Les projets actuels qui intéressent l'ACURA sont le TMT et le SKA. L'ACURA joue également un rôle actif dans la promotion des intérêts de ses institutions membres dans la gouvernance de l'astronomie financée par le gouvernement fédéral, actuellement assurée par le CNRC.
L'ACURA s'attache principalement à promouvoir et à participer à ses deux priorités majeures : le Télescope de Trente Mètres (TMT) et le Réseau d'un Kilomètre Carré (SKA), conformément aux priorités terrestres des observatoires mondiaux du Plan à Long Terme (PLT). Vous trouverez ci-dessous plus d'informations sur les activités d'ACURA sur ces sujets.
Activité sur le télescope de trente mètres (TMT)
Comme presque tout le monde le sait maintenant, le premier ministre Stephen Harper a annoncé le 6 avril 2015 que le Canada se joindrait au projet TMT en tant que partenaire. Le montant de l'engagement s'élevait à 243,5 millions de dollars canadiens sur la période de construction (un peu moins de 10 ans). Cet engagement prévoit une part canadienne d'environ 15 %, inférieure aux 20 % demandés, mais néanmoins significative. Il s'agit d'un engagement très important du gouvernement fédéral en matière d'investissement en astronomie et constitue évidemment un succès majeur pour le Plan à long terme du Canada (PLT). Le CNRC, en tant que membre signataire et autorité exécutive du Canada, conformément à son mandat parlementaire sur les grandes installations astronomiques financées par le gouvernement, a joué un rôle majeur dans ce succès. Les efforts de l'ACURA, de concert avec ses partenaires de la Coalition, la CASCA et l'industrie, ont joué un rôle majeur dans ce succès, tout comme les efforts du CNRC pour fournir les informations et la documentation à l'appui à Industrie Canada. Le succès du cours repose bien sûr sur les épaules des nombreuses personnes qui ont été responsables de l’engagement du Canada dans le TMT et du suivi des travaux de conception et de développement, notamment le CNRC, les scientifiques universitaires et les équipes de l’industrie.
En fin de compte, le gouvernement semble avoir été convaincu par plusieurs facteurs, notamment le soutien des universités membres de l'ACURA, sous la direction des présidents Meric Gertler de l'Université de Toronto et Arvind Gupta de l'Université de la Colombie-Britannique. De plus, le rapport industriel commandé par le CNRC, intitulé Étude sur les technologies astronomiques et les avantages économiques du développement d'instruments astronomiques au CNRC, a sans aucun doute contribué à l'emporter. Comme je l'ai mentionné dans mon dernier bulletin, ce rapport, produit par la société ottawanaise Doyletech Corporation, présente un excellent compte rendu des avantages économiques des travaux sur l'optique adaptative découlant de l'émergence de nouvelles applications dans des domaines tels que la médecine, l'industrie de la défense, les communications et le marché de l'optique grand public. Un autre facteur de soutien a été le soutien indéfectible des astronomes canadiens, qui ont constamment souligné que les TMT constituent la priorité absolue de l'astronomie canadienne, comme le précise le PLT. Sans cela, nous n'aurions pas pu réussir.
L'ACURA se concentre maintenant sur le suivi, qui consiste en un plan de participation à la gouvernance des TMT. Les membres canadiens du conseil des gouverneurs du nouvel Observatoire international des TMT (OTM) sont déjà Greg Fahlman, directeur général du CNRC Herzberg, Ray Carlberg, directeur du projet canadien des TMT, et moi-même, directeur exécutif d'ACURA. Bien que l'autorité exécutive des TMT au Canada relève du CNRC, le CNRC et les universités comprennent que la communauté des utilisateurs scientifiques doit être entendue. Cela peut se faire en jouant un rôle dans la gouvernance de la participation canadienne aux TMT. Par conséquent, l'ACURA rencontre le CNRC afin de définir la nature de ce rôle. Le conseil d'administration et le conseil d'administration d'ACURA se sont également réunis pour discuter de ce sujet lors de leurs réunions du 28 mai 2015 à Hamilton. Convergence semble se concentrer sur un processus de consultation officielle entre l'ACURA et le CNRC afin de garantir que les objectifs scientifiques des TMT soient atteints et que les besoins de la communauté soient au premier plan. Cela pourrait être réalisé par deux comités de l'ACURA : l'un au niveau de la vice-présidence pour discuter des questions stratégiques, et l'autre au niveau scientifique pour recueillir les points de vue de la communauté et formuler des recommandations que le comité stratégique transmettrait au CNRC. Le comité scientifique serait composé de représentants nommés par l'ACURA et la CASCA, et fonctionnerait de manière similaire au nouveau Conseil consultatif de l'ACURA sur le SKA (AACS). Ce nouveau conseil serait d'ailleurs nommé AACT pour représenter le TMT. Les discussions avec le CNRC se poursuivront plus tard cet automne.
Activité liée au Square Kilometer Array (SKA)
D'un point de vue scientifique et technique, le Canada est de mieux en mieux placé pour apporter des contributions clés au SKA. Lors de la récente sélection préliminaire des concepts de conception des composants de SKA1 (phase 1 du SKA), le Canada (principalement par l'intermédiaire du CNRC) a obtenu d'excellents résultats et est prêt à contribuer au projet dans les domaines des antennes composites, des corrélateurs et formateurs de faisceaux, des amplificateurs à faible bruit et des numériseurs RF. Cela représenterait une contribution canadienne équivalente à environ 50 à 60 millions de dollars canadiens.
Sur le plan scientifique, l'activité d'ACURA au sein du SKA est étroitement liée à son soutien au Conseil consultatif d'ACURA sur le SKA (AACS), présidé par Bryan Gaensler. L'AACS a activement participé à l'élaboration d'un plan de participation scientifique canadienne au SKA. Il a assuré la participation efficace du Canada à un atelier scientifique international tenu à Stockholm du 24 au 27 août 2015, l'une des réunions visant à définir les principaux projets scientifiques du SKA1. Cet atelier sera suivi d'un atelier canadien sur le SKA à Toronto les 10 et 11 décembre afin de préciser le plan de contribution du Canada à la planification scientifique internationale. L'AACS développe également un site web canadien sur le SKA, parrainé par ACURA, destiné à une visibilité nationale et internationale afin de mettre en valeur la participation canadienne au SKA. De plus, l'AACS a préparé un rapport détaillé à l'intention du groupe d'experts de la RMP sur les domaines dans lesquels le Canada prévoit apporter des contributions scientifiques afin de soutenir la priorité du PLT du SKA.
L'ACURA soutient financièrement toutes ces activités, y compris l'atelier de décembre, la préparation du site Web, le déjeuner-rencontre SKA tenu lors de la réunion de la CASCA à Hamilton en mai 2015 et les déplacements du président de l'AACS.
Globalement, ACURA a fort à faire pour l'année à venir, tant en TMT qu'en SKA. De plus, un nouveau site web d'ACURA est en préparation et devrait être terminé cet automne. Il sera hébergé à l'Université de Montréal. Il aura une nouvelle apparence et sera mis à jour dans les deux langues, ce qui posait problème avec l'ancien site. Nous remercions René Racine, secrétaire d'ACURA, d'avoir initié ce projet et d'en avoir assuré la réalisation.
Enfin, j’apprécierais tout retour et suggestion de la communauté sur ces activités et/ou d’autres.
Actualités BRITE-Constellation
Soumis par Gregg Wade (Cassiopeia – Automne 2015)
Introduction
BRITE-Constellation ( http://www.brite-constellation.at/ , où BRITE signifie BRIght Target Explorer) est un réseau de cinq nanosatellites fonctionnant en orbite terrestre basse, conçus pour explorer les propriétés des étoiles les plus brillantes du ciel nocturne.
La mission BRITE est soutenue par trois pays – le Canada, l'Autriche et la Pologne – et son financement canadien provient principalement de l'Agence spatiale canadienne (ASC) et le maître d'œuvre est l'Institut d'études aérospatiales de l'Université de Toronto – Laboratoire de vols spatiaux (UTIAS-SFL). La mission devait compter six nanosats BRITE, une paire de chaque pays partenaire, mais l'un des nanosats canadiens ne s'est pas détaché du troisième étage de son lanceur.
Chaque nanosat BRITE (masse = 7 kg ; dimensions 20 × 20 × 20 cm) est équipé d'un télescope optique de 3 cm alimentant un détecteur CCD. La Constellation a été conçue pour surveiller photométriquement, à travers des filtres bleu et rouge, les variations de luminosité et de température d'étoiles généralement plus brillantes que V ~ 4, avec une précision, une cadence et une couverture temporelle impossibles à obtenir depuis le sol. Chaque instrument BRITE dispose d'un champ de vision énorme : un carré de 24°, suffisamment grand pour englober l'intégralité de la constellation d'Orion (mais avec une résolution d'environ une demi-minute d'arc par pixel). Cela signifie que BRITE-Constellation peut collecter des données sur plusieurs dizaines d'étoiles simultanément.
L'échantillon des étoiles apparemment les plus brillantes du ciel nocturne est dominé par les étoiles les plus lumineuses intrinsèquement de la Galaxie : des étoiles massives chaudes à tous les stades d'évolution et des étoiles évoluées de masse intermédiaire à la toute fin de leur phase de combustion nucléaire. Les principaux objectifs de BRITE-Constellation sont : (1) mesurer les fréquences des pulsations (modes acoustique et gravitationnel) afin de sonder l'intérieur et l'âge des étoiles par astérosismologie ; (2) mesurer la modulation rotationnelle des étoiles due aux taches stellaires transportées sur leur disque ; (3) rechercher des exoplanètes par transits ; et (4) obtenir les courbes de lumière des binaires massives à éclipses. Si l'objectif (2) est souvent associé aux étoiles froides de type solaire, les taches dans les photosphères des étoiles lumineuses pourraient être à l'origine de régions d'interaction corotatives dans les vents, résultant peut-être de la convection magnétique souterraine des étoiles massives et chaudes.
![Hertzsprung-Russell diagram of the stars of brightest apparent magnitude, V<4.5. These ∼ 600 stars are the primary BRITE targets.[/caption] To develop the optimum data processing and reduction strategies, a BRITE Photometry Tiger Team (PHOTT) was assembled. PHOTT explored and compared various pipelines and ways to minimise data artifacts. To extract the maximum scientific value from the reduced BRITE photometry, the BRITE Ground-Based Observation Team (GBOT) organizes ground-based observing campaigns, primarily high-resolution, high-S/N spectroscopy of BRITE targets. A detailed overview of the scientific motivation of the mission, and technical aspects of the system, are provided by Weiss et al. (2015, PASP 126, 573; http://arxiv.org/pdf/1406.3778v1.pdf).](https://static.wixstatic.com/media/987aaf_d58b242a766e4d89a275925f44486ab9~mv2.jpg/v1/fill/w_509,h_385,al_c,q_80,enc_avif,quality_auto/987aaf_d58b242a766e4d89a275925f44486ab9~mv2.jpg)
État de la mission et publication des données
Cinq des six nanosats BRITE prévus sont actuellement en orbite basse (600-800 km). La première paire de nanosats BRITE (autrichiens) a été lancée le 25 février 2013, et les BRITE canadiens ont été lancés en août 2014 à bord d'une fusée russe. Le sixième satellite reste actuellement inutilisable sur une orbite elliptique plus élevée en raison d'un dysfonctionnement du mécanisme de largage du troisième étage de la fusée russe.
Trois données ont été communiquées aux chercheurs principaux de BRITE Target jusqu'à présent. La première concernait un ensemble de données scientifiques, incluant environ cinq mois d'observation quasi continue de 15 étoiles d'Orion. Les deux suivantes concernaient des campagnes de six mois d'observations sur les champs de Centaurus et de Lupus (30 étoiles), et sur les champs de Vela et de Puppis (20 étoiles).
Les premiers résultats scientifiques BRITE ont été soumis à des revues à comité de lecture, notamment un article de Weiss et al. sur l'étoile magnétique pulsante α Cir. Weiss et al. (A&A, soumis) rapportent une photométrie BRITE bicolore de cette étoile roAp, excluant les modes quadrupolaires pour la fréquence de pulsation principale, et signalant des différences remarquables dans le flux de modulation rotationnelle dans les bandes passantes bleue et rouge.
La première conférence scientifique BRITE, « Science avec BRITE-Constellation : Premiers résultats » ( https://www.camk.edu.pl/konferencje/brite_science/ ), s'est tenue du 14 au 18 septembre 2015 à Gdansk Sobieszewo, en Pologne. Les résultats ne sont pas encore disponibles au moment de la mise sous presse, mais plus de 60 participants sont inscrits et un programme complet de présentations scientifiques est prévu.
Gestion de mission et contact
Les décisions exécutives concernant la mission sont prises par l'équipe scientifique exécutive de BRITE (BEST), composée de représentants des trois pays partenaires. Les membres canadiens de l'équipe sont Tony Moffat (président de l'équipe BEST, Université de Montréal), Jaymie Matthews (vice-président de l'équipe BEST, UBC), Slavek Rucinski (Université de Toronto) et Gregg Wade (Collège militaire royal du Canada). Jason Rowe (Université de Montréal) et Stefan Mochnacki (Université de Toronto) sont membres sans droit de vote de l'équipe BEST.
La définition des priorités des objectifs et des cibles scientifiques de BRITE a été supervisée par BEST, avec la contribution de l'équipe consultative scientifique internationale de BRITE (BIAST), composée de 130 astronomes du monde entier. Vous souhaitez vous joindre à BIAST, participer à l'analyse des données et recevoir des mises à jour mensuelles de la mission ? Veuillez contacter BEST par l'intermédiaire de Tony Moffat ( moffat@astro.umontreal.ca ).
Français Weiss, WW; Rucinski, SM; Moffat, AFJ; Schwarzenberg-Czerny, A.; Koudelka, OF; Grant, CC; Zee, RE; Kuschnig, R.; Mochnacki, St.; Matthews, JM; Orleanski, P.; Pamyatnykh, A.; Pigulski, A.; Alves, J.; Guedel, M.; Handler, G.; Wade, GA; Zwintz, K., 2014, « BRITE-Constellation : Nanosatellites pour la photométrie de précision des étoiles brillantes », PASP 126, 573.
Weiss, WW; Frohlich, H.-E.; Pigulski, A. ; Popowicz, A. ; Huber, D. ; Kuschnig, R. ; Moffat, AFJ; Matthews, JM ;, Saio, H. ; Schwarzenberg-Czerny, A. ; Subvention, C ; Koudelka, O. ; Lueftinger, T. ; Rucinski, S. ; Wade, Géorgie ; Alves, J. ; Guedel, M. ; Gestionnaire, G. ; Mochnacki, S. ; Orleanski, P.;, Pablo, B.; Pamiatnykh, A. ; Ramiaramanantsoa, T; Rowe, J. ; Whittaker, G. ; Zawistowski, T. ; Zoconska, E. ; Zwintz, K., 2015, « L'étoile roAp α Cir vue par BRITE-Constellation », A&A, soumis.
Mise à jour MSE
Soumis par Patrick Hall, membre du groupe consultatif MSE, Pat Cote (NRC), membre du groupe consultatif MSE, Michael Balogh (Waterloo), Canada Contact Scientist au sein du MSE Science Executive
(Cassiopée – Automne 2015)
Maunakea Spectroscopic Explorer : mise à jour, liste de diffusion et équipe canadienne MSE
Vous souhaitez recevoir des mises à jour par e-mail sur MSE ? Inscrivez-vous à la liste de diffusion CDN-MSE sur le forum MSE ; vous devrez confirmer votre inscription lorsque vous recevrez un e-mail de confirmation (généralement dans la journée). En cas de problème, contactez cdnmse@gmail.com .
Début 2014, le conseil d'administration du CFHT a approuvé le financement d'un bureau de projet indépendant du Maunakea Spectroscopic Explorer (MSE) pour développer le concept de remplacement du CFHT actuel de 3,6 mètres en une proposition de construction complète d'ici fin 2017. Depuis lors, le projet MSE a fait de grands progrès dans sa phase de conception.
Il a été établi que le MSE sera un télescope spectroscopique dédié de 11,25 mètres (avec une ouverture effective de 10 mètres), ce qui en fera le plus grand télescope non ELT existant. La conception actuelle du MSE prévoit :
Un champ de vision de 1,5 degré carré, pour une étendue de 117 m 2 deg 2
3468 fibres alimentant des spectrographes basse résolution (R~3 000) couvrant au moins 0,37 à 1,26 microns (éventuellement jusqu'à 1,8 microns)
Un mode à résolution modérée (R~6000) avec une couverture de longueur d'onde encore à définir
1156 fibres alimentant des spectrographes haute résolution (R~40 000).
La phase de conception du MSE comprend des contributions techniques en nature de l'Australie, du Canada, de la Chine, de la France, d'Hawaï et de l'Inde. 84 scientifiques de 14 pays participent à l'équipe scientifique du MSE. Le dossier scientifique détaillé, le document sur les exigences scientifiques et d'autres documents fondamentaux sont en cours de finalisation et seront disponibles à l'automne. Consultez lasection « Documents » pour consulter la documentation la plus récente.
La première réunion annuelle de l'équipe scientifique du MSE s'est tenue en juillet dernier sur la Grande Île d'Hawaï. Les présentations sont téléchargeables sur le site de la réunion scientifique, avec des informations détaillées sur les observations de référence scientifiques portant sur un large éventail de sujets scientifiques :
SRO-1 : Exoplanètes et variabilité de la vitesse stellaire
SRO-2 : Révéler la physique des types stellaires rares
SRO-3 : La formation et l'évolution chimique de la Galaxie
SRO-4 : Dévoiler la sous-structure de la matière noire froide grâce à la cinématique stellaire de précision
SRO-5 : Déconstruction chimio-dynamique des galaxies du Groupe local
SRO-6 : Le contenu baryonique et la distribution de la matière noire des amas massifs les plus proches
SRO-7 : Galaxies et leurs environnements dans l'Univers proche
SRO-8 : Regroupement multi-échelle et fonction d'occupation du halo
SRO-9 : L'évolution chimique des galaxies et des AGN
SRO-10 : Cartographie du parsec interne des quasars grâce à la cartographie de réverbération
SRO-11 : Relier l'évolution des galaxies à l'IGM grâce à la cartographie tomographique
SRO-12 : Une étude particulière des vitesses jusqu'à 1 Gpc et la nature du dipôle du CMB
Une mission de référence de conception est actuellement en cours d'assemblage, composée de ces SRO uniquement possibles avec MSE.
Bien entendu, le passage du MSE de la phase de conception à la phase de construction pour faire de sa science une réalité dépendra du respect des exigences d'un nouveau bail principal actuellement en discussion pour l'hébergement des observatoires de Maunakea par l'Université d'Hawaï, et de l'identification de financements auprès des pays partenaires.
Les astronomes canadiens intéressés par les travaux scientifiques menés par MSE sont invités à se joindre à un petit groupe qui tiendra les communautés nationales et locales informées des progrès du MSE, fera la promotion du projet auprès du public et préparera le terrain pour d'éventuelles propositions de financement. Si vous souhaitez vous joindre à cette équipe canadienne de MSE, veuillez contacter Patrick Hall à yorkphall@gmail.com .
Site Web du MSE : http://mse.cfht.hawaii.edu/
Mise à jour SKA
Soumis par Bryan Gaensler, directeur scientifique canadien du SKA
(Cassiopée – Automne 2015)
Des mises à jour sur le Square Kilometer Array (SKA) seront désormais publiées régulièrement dans Cassiopeia. Pour des informations plus fréquentes et plus détaillées, veuillez vous abonner à la liste de diffusion canadienne du SKA à l' adresse SKA email list .
Activités internationales du SKA
Le processus de redéfinition des bases de référence du SKA est désormais terminé. Il en résulte que les premiers 10 % du SKA (« SKA1 ») seront désormais constitués de deux composantes : SKA1-Mid en Afrique du Sud (0,35-14 GHz) et SKA1-Low en Australie (50-350 MHz), chacune dotée de capacités scientifiques exceptionnelles. La construction de SKA1 devrait débuter en 2018, et les opérations scientifiques en 2023.
Le Canada est l'un des dix pays membres de l'organisation SKA et est représenté au conseil d'administration de l'organisation par Greg Fahlman (NRC) et Bryan Gaensler (Université de Toronto). Les dernières réunions du conseil ont eu lieu en mars 2015 (Jodrell Bank) et en juillet 2015 (Le Cap), la dernière réunion annuelle étant prévue pour novembre 2015 (Jodrell Bank). Les organisations membres de l'organisation ont tenu une réunion distincte en avril 2015, au cours de laquelle elles ont décidé d'installer le siège permanent de l'organisation à Jodrell Bank.
Pour plus d'informations, consultez la dernière newsletter SKA sur SKA Newsletter et le bulletin mensuel de l'organisation SKA sur SKAO Bulletin .
Atelier « Le Canada et le SKA », Toronto, 10-11 décembre 2015
Le Canada participe activement au développement technologique et aux programmes scientifiques du SKA, comme décrit en détail ci-dessous. Cette réunion sera l'occasion pour la communauté canadienne d'évaluer ses principaux intérêts et activités pour le SKA et ses pionniers, et d'identifier les domaines de synergie et de coordination. Pour plus de détails et pour vous inscrire, consultez l'atelier du SKA .
Le réseau Murchison Widefield Array (MWA) tiendra sa réunion annuelle de projet à Toronto, immédiatement avant l'atelier SKA, du 7 au 9 décembre 2015. Le Canada est en discussion avec le conseil d'administration du MWA concernant son adhésion au projet MWA et sa participation à sa mise à niveau. La communauté astronomique canadienne est invitée à se renseigner sur le MWA et ses capacités, et à identifier les futurs axes de participation et de collaboration. Pour plus d'informations, consultez la page Réunion du MWA .
Réunion d'ingénierie SKA, Penticton, du 9 au 13 novembre 2015
Ces dernières années, le projet SKA a organisé une réunion d'ingénierie générale d'une semaine dans l'un des pays membres : en 2013, à Manchester, en 2014, à Fremantle et en 2015, à Penticton ! Pour plus d'informations, consultez la section « Réunion d'ingénierie SKA » .
SKA Science
Le dossier scientifique SKA a été entièrement mis à jour en 2014 et est désormais publié en deux volumes. L'intégralité du dossier (environ 2 000 pages) ou des chapitres individuels peuvent être téléchargés sur SKA Books .
Les activités scientifiques du SKA sont menées par plusieurs groupes de travail scientifiques, répertoriés à la page Groupes de travail du SKA . Toute personne souhaitant se joindre à un groupe de travail scientifique du SKA est priée de contacter Bryan Gaensler ( bgaensler@dunlap.utoronto.ca ). Les nouvelles idées et les nouveaux visages sont les bienvenus !
Le premier atelier scientifique clé du SKA s'est tenu à Stockholm du 24 au 27 août 2015. Sept membres de la communauté astronomique canadienne y ont participé, partageant leur expertise au sein de cinq groupes de travail scientifiques. Voici un résumé des activités qui en ont résulté :
Tim Robishaw (CNRC), Jeroen Stil (Université de Calgary) et Bryan Gaensler (Université de Toronto) ont participé au groupe de travail scientifique « Magnétisme », qui cherche à révéler l'évolution des champs magnétiques au cours du temps cosmique grâce à des relevés sensibles de polarisation à large bande du ciel. Des progrès significatifs ont été réalisés dans deux domaines clés lors de la réunion de Stockholm. Premièrement, le groupe magnétisme a pu distiller un large éventail d'idées concurrentes en deux axes principaux : « Origine et évolution des champs magnétiques dans les structures à grande échelle », axé sur l'étude de la polarisation de l'Univers diffus, y compris les amas, les filaments et le milieu intergalactique, et « Origine et évolution des champs magnétiques dans les galaxies », ciblant le magnétisme dans les sources individuelles compactes telles que les galaxies et les AGN. Deuxièmement, la réunion de Stockholm s'est avérée une excellente occasion de discuter avec d'autres groupes de travail sur la commensalité. La plupart des groupes ont besoin de relevés de grande envergure, nécessitant plus de 10 000 heures chacun. La planification de tout ce temps d'observation étant difficile, il est crucial d'identifier des programmes d'observation similaires pouvant être menés simultanément. Le groupe Magnétisme a besoin de deux relevés distincts à grand champ avec SKA1-Mid, dans les bandes 1 et 2. Nous avons pu identifier de nombreux points communs avec les groupes de travail Continuum, HI, Notre Galaxie et Cosmologie, ce qui suggère qu'il est possible d'atteindre les objectifs scientifiques ambitieux de toutes les parties.
Doug Johnstone (CNRC) a représenté les intérêts canadiens au sein des groupes de travail « Berceau de la vie » et « Notre Galaxie ». Les travaux scientifiques clés du groupe « Berceau de la vie » portent sur l'évolution de la poussière dans les disques protostellaires, l'étude des matériaux prébiotiques entourant les étoiles en formation et la recherche d'intelligence extraterrestre. Le groupe « Notre Galaxie », récemment créé, se concentre jusqu'à présent sur des intérêts scientifiques clés concernant l'absorption du formaldéhyde (comme mesure du gaz moléculaire dense), les étoiles radio et la galaxie HI. Les deux groupes ont consacré beaucoup de temps à discuter d'une possible commensalité avec d'autres équipes. Le groupe « Notre Galaxie » a notamment entamé des discussions plus approfondies avec le groupe de travail « Magnétisme » sur les chevauchements scientifiques du magnétisme galactique, un domaine de compétence canadien.
Au cours de l'atelier, le groupe de travail scientifique « Notre Galaxie » a mis en avant deux projets majeurs : un relevé du plan médian galactique modérément profond (principalement axé sur les raies spectrales) et un relevé du plan et du bulbe galactiques, moins profond mais beaucoup plus large (ce dernier étant défendu par G. Sivakoff). Ces deux projets offriraient une sensibilité inégalée à des résolutions spatiales élevées et seraient réalisés à des fréquences radio suffisamment élevées (5 GHz et plus) pour détecter à la fois les sources thermiques et non thermiques. Un consensus semblait également se dégager entre plusieurs groupes de travail en faveur d'un projet de centre galactique profond, également aux mêmes fréquences radio. Ces projets présentent une grande synergie avec les intérêts et l'expertise canadiens, notamment compte tenu des relevés antérieurs du plan menés par notre communauté.
Gregory Sivakoff (Université de l'Alberta) et Michael Rupen (CNRC) ont participé au groupe de travail « Transients », coprésidé par Rupen. Ce groupe se concentre sur l'étude des sources variables sur des échelles de temps allant de la milliseconde à la décennie, englobant des sources aussi variées que les exoplanètes, les étoiles binaires en accrétion, les supernovae, les perturbations de marée et les ondes gravitationnelles. Le groupe s'efforce actuellement de garantir que la conception et les politiques du SKA rendent l'astronomie variable aussi accessible et productive que possible, dans des domaines allant des observations commensales à la planification rythmée, en passant par l'accès aux données. Nous discutons également des recherches scientifiques à grande échelle les plus importantes qui devraient être menées avec le SKA au cours des premières années d'exploitation, les candidats actuels comprenant la recherche de sursauts radio rapides, un vaste programme sur les événements d'accrétion explosive et une étude du ciel radio variable.
Kristine Spekkens (RMC) a participé au groupe de travail HI. Ce groupe a tenu des réunions productives lors de l'atelier scientifique clé. Les participants ont entamé le développement de projets scientifiques clés qui permettraient d'atteindre les objectifs scientifiques prioritaires de SKA1 pour ce domaine : la résolution des distributions HI dans les galaxies jusqu'à des décalages vers le rouge allant jusqu'à z~0,8, des études à haute résolution spatiale du milieu interstellaire dans l'univers local et une cartographie multirésolution du milieu interstellaire dans notre propre galaxie. Bien que les travaux de définition des relevés viennent tout juste de commencer, il semble clair qu'un relevé HI aveugle à plusieurs niveaux utilisant les bandes 1 et 2 de SKA1-Mid, ainsi que des relevés ciblés en profondeur d'une trentaine de galaxies proches et un relevé à grand champ moins profond utilisant la bande 2 de SKA1-mid, constitueront les éléments observationnels clés pour atteindre ces objectifs scientifiques. Les premières discussions avec les participants d'autres groupes de travail scientifiques suggèrent un fort potentiel de commensalité avec ces relevés, permettant d'atteindre plusieurs objectifs scientifiques avec le même ensemble d'observations. L'observation commensale, associée à des relevés complémentaires décrits par divers groupes de travail scientifiques, pourrait également permettre des recherches scientifiques complémentaires intéressantes sur l'HI, comme la recherche d'absorbeurs d'HI jusqu'à un décalage vers le rouge élevé. SKA1 est donc prêt à fournir des données scientifiques sur l'HI transformatrices grâce à diverses études.
Développement technologique SKA
Le Consortium Central Signal Processing (CSP) a mené à bien un processus complexe de sélection, qui a abouti à ce que le CSIRO pilote le corrélateur/formateur de faisceaux SKA1-Low, tandis que le NRC Herzberg pilotera le corrélateur/formateur de faisceaux SKA1-Mid. Ces deux projets sont basés sur des plateformes FPGA. Le NRC Herzberg demeure le chef de file du Consortium CSP. Le NRC Herzberg progresse activement sur la plateforme FPGA powerMX (nom de code Talon) pour le corrélateur/formateur de faisceaux SKA1-Mid, les activités de prototypage étant bien avancées.
Au sein du consortium Dish, la recommandation proposée pour la sélection de la structure de la parabole était d'utiliser les réflecteurs composites à support périphérique Herzberg du CNRC. Cependant, cette recommandation n'a pas obtenu l'approbation des deux tiers requise par le conseil d'administration de Dish, et un nouveau modèle de réflecteur métallique à panneaux, provenant d'Allemagne et de Chine, sera autorisé à concurrencer le modèle Herzberg du CNRC. Une sélection finale est exigée par le bureau SKA pour novembre 2015. Herzberg du CNRC travaille avec des partenaires industriels canadiens pour préparer une soumission solide. L'antenne de vérification de la parabole, « DVA1 », poursuit ses essais au DRAO, sous la direction de Lewis Knee et Tim Robishaw. Des résultats exceptionnels ont déjà été obtenus avec un prototype d'alimentation MeerKAT en bande L. Ces résultats feront partie de la soumission de sélection en novembre 2015. Le CNRC Herzberg continue de piloter le sous-élément de numérisation Single Pixel Feed, ayant passé avec succès la revue de conception préliminaire et se préparant à construire des prototypes en phase 2. L'ajout de la bande médiane 5 (4,6-13,8 GHz) à la redéfinition de base a nécessité des échantillonneurs plus rapides pour maintenir la conversion directe. Le CNRC Herzberg collabore avec le groupe d'échantillonneurs haute vitesse ALMA, dirigé par l'Université de Bordeaux, qui développe des échantillonneurs haute vitesse adaptés. Nous poursuivons nos travaux sur les amplificateurs cryogéniques à faible bruit pour les bandes 1 et 2 de l'alimentation monopixel, et avons livré des échantillons à Onsala et EMSS SA, respectivement. Ces mêmes amplificateurs ont été choisis pour MeerKAT, et nous sommes en pleine production avec notre partenaire industriel Nanowave Technologies pour fournir les bandes 1 et 2 de MeerKAT. Nous avons délibérément choisi de ne pas soumissionner pour les nouveaux LNA en bande 5 en raison du grand nombre de partenaires internationaux intéressés. Nos travaux sur les alimentations multiéléments à commande de phase (PAF) se poursuivent, bien que la décision de redéfinition des bases de référence ait supprimé SKA-Survey et les PAF de SKA1. Nous sommes en discussion avec le CSIRO et l'ASTRON pour former un nouveau consortium de programme d'instrumentation avancée (AIP) afin de poursuivre les travaux sur les PAF pour SKA. Notre PAF en bande L a récemment été équipé des premiers LNA CMOS à température ambiante de l'Université de Calgary et a atteint une température de test chaud/froid de 20 K. Nous travaillons sur un prototype complet qui sera testé sur DVA1. Nous poursuivons nos travaux sur notre PAF cryogénique et avons déplacé notre concept vers la bande 4 (2,8-5,2 GHz). Nous produirons un prototype, également pour des tests sur DVA1.
Au sein du consortium Telescope Manager (TM), le NRC-Herzberg apporte son soutien au NCRA India pour l'élaboration de normes relatives à l'architecture logicielle de surveillance et de contrôle local (LMC). Une norme basée sur Tango a été élaborée et est en cours de ratification par tous les autres consortiums.
L'équipe du SKA chargée du traitement des données scientifiques (SDP) conçoit le flux de données du corrélateur SKA vers les astronomes. Un groupe d'universités canadiennes et le CCDA travaillent à la conception et à la mise en œuvre du SDP. Le SDP a fait l'objet d'une revue de conception début 2015 et ses exigences se précisent. Cependant, l'utilisation de centres de données régionaux pour le SKA reste à déterminer. Si tel est le cas, l'équipe canadienne espère établir un centre nord-américain au Canada.
Conseil consultatif de l'ACURA sur le SKA
L'Association universitaire canadienne de recherche en astronomie (ACURA) coordonne les activités et les discussions sur le SKA par l'intermédiaire du Conseil consultatif de l'ACURA sur le SKA (AACS). Parmi les objectifs de l'AACS figurent la promotion et l'avancement de la participation canadienne au projet SKA, la coordination de la participation des universités, du CNRC et de l'industrie aux travaux préparatoires au SKA, et la définition du rôle de la participation et du leadership scientifiques canadiens au sein du SKA.
L'AACS se réunit environ 4 à 5 fois par an. Les détails et les comptes rendus des réunions seront publiés sur le site Web canadien du SKA (voir ci-dessous). Pour plus d'informations ou pour proposer des points à l'ordre du jour de l'AACS, veuillez contacter le président de l'AACS, Bryan Gaensler ( bgaensler@dunlap.utoronto.ca ).
Site Web canadien SKA
Un nouveau site web canadien SKA est actuellement en cours de développement, l'objectif étant de le lancer à temps pour l'atelier canadien SKA de décembre 2015 (voir point ci-dessus). Entièrement bilingue, il fournira des informations détaillées sur les activités canadiennes du SKA à l'intention du public, du gouvernement, de l'industrie et de la communauté astronomique.
Rapport d'avancement de CHIME
Soumis par Mark Halpern et Mateus Fandino (Cassiopeia – Automne 2015)
La construction de la structure du télescope CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) s'est achevée en août 2015. L'électronique du récepteur et le corrélateur personnalisé seront construits et installés sur place au cours de l'hiver prochain. Avec ses 8 000 m² , CHIME est désormais le plus grand télescope d'Amérique du Nord continentale, avec une surface collectrice supérieure de 2 % à celle du télescope de Green Bank.
CHIME est un nouvel interféromètre radio situé à l'Observatoire fédéral de radioastrophysique (ODRA). Il cartographiera l'émission d'hydrogène neutre à 21 cm de longueur d'onde, entre les décalages vers le rouge de 0,8 et 2,5, ce qui constituera le relevé le plus volumineux jamais réalisé sur la distribution de la matière dans l'Univers. Cette plage de décalage vers le rouge englobe la période critique où l'énergie noire devient comparable à la densité énergétique de la matière et est à l'origine de l'expansion accélérée tardive de l'Univers. Ce relevé permettra à l'équipe de mesurer le taux d'expansion de l'Univers à cette époque critique, contribuant ainsi à contraindre l'équation d'état de l'énergie noire.
Cosmologie CHIME
Pour retracer l'histoire du taux d'expansion de l'Univers, l'expérience mesurera les vestiges des oscillations acoustiques baryoniques (OAB), des couches sphériques de surdensité de matière dans lesquelles les galaxies et le gaz sont plus susceptibles d'être présents aujourd'hui. Le rayon de ces couches a été déterminé par les conditions de l'Univers primitif (jusqu'à environ 400 000 ans après le Big Bang) et reste constant par la suite en coordonnées comobiles. Cela signifie que, durant les 13 derniers milliards d'années, cette échelle de distance caractéristique a évolué uniquement sous l'effet de l'expansion de l'Univers, fournissant ainsi une règle standard pour mesurer le taux d'expansion.
L'échelle BAO a déjà été mesurée à l'aide de relevés de galaxies pour cartographier la distribution de la matière. Ce processus long et complexe nécessite de résoudre chaque galaxie individuellement et présente une plage de décalage vers le rouge limitée. CHIME cartographiera la distribution de la matière en utilisant l'émission d'hydrogène intergalactique à 21 cm, à une résolution bien inférieure à celle des galaxies individuelles, mais suffisamment élevée pour mesurer l'échelle BAO (environ 150 Mpc aujourd'hui). Cette technique, appelée cartographie de l'intensité de l'hydrogène (HI), est beaucoup plus rapide et permettra de réaliser un volume de relevé bien plus important que jamais observé. Elle évite de dépendre de la physique non linéaire de la formation des galaxies, puisque les galaxies ne sont ni résolues ni comptées, et est parfaitement adaptée à la mesure de la structure à grande échelle physique.
Sciences auxiliaires
Outre la mesure du taux d'expansion de l'Univers, la conception et le fonctionnement de CHIME le rendent parfaitement adapté à la poursuite de divers objectifs scientifiques auxiliaires très importants. L'instrument produira une carte indépendante de l'intensité et de la polarisation de la Voie lactée visible depuis l'hémisphère nord, tous les demi-MHz sur la bande CHIME. CHIME peut chronométrer les heures d'arrivée des impulsions d'un très grand nombre de pulsars connus, qui traversent son faisceau chaque jour, et un programme est en cours pour effectuer ces mesures avec le CHIME Pathfinder. Le télescope CHIME complet sera un instrument puissant pour détecter les sursauts radio rapides. Un processeur dorsal distinct pour effectuer la dédispersion à haute cadence requise a été financé par la FCI. CHIME servira d'éclaireur scientifique et technique pour le SKA, pionnier dans la mesure des phénomènes de très faible luminosité de surface et développant un matériel de corrélation clé.
L'instrument CHIME
CHIME est un interféromètre radio composé de quatre cylindres paraboliques de 100 m de long et 20 m de large chacun, orientés nord-sud. La ligne focale sera alimentée par des sources à double polarisation dont les faisceaux principaux ressemblent à de fines bandes en forme de cigare d'environ 100° de long sur environ 2° de large. Il ne comporte aucune pièce mobile et balaye la moitié du ciel chaque jour, au rythme de la rotation terrestre. La résolution fréquentielle et spatiale nord-sud est obtenue par transformée de Fourier et corrélation des signaux de toutes les sources. L'instrument fonctionne sur la bande de fréquences de 400 à 800 MHz, ce qui correspond à un décalage vers le rouge de 2,5 à 0,8 pour un rayonnement de 21 cm. Les signaux sont transmis à un corrélateur FX personnalisé, qui effectue une transformée de Fourier en temps/fréquence avec une résolution de 500 kHz, puis une corrélation spatiale à chaque fréquence.
Le CHIME Pathfinder
Le CHIME Pathfinder est un prototype à plus petite échelle du CHIME complet. Il a guidé sa conception, façonnera la stratégie d'analyse et produira des cartes précises de l'hydrogène neutre et de la Galaxie. Le Pathfinder est composé de deux cylindres de 37 m de long sur 20 m de large, dont les lignes focales sont alimentées chacune par 64 sources à double polarisation, totalisant 256 canaux de signaux analogiques.
La chaîne de signaux analogiques est composée d'amplificateurs à faible bruit et de filtres anti-repliement, rendus abordables grâce à l'utilisation de composants développés pour l'industrie de la téléphonie mobile. Après numérisation, les 256 canaux sont soumis à une transformée de Fourier et corrélés par un corrélateur FX hybride FPGA/GPU spécialement conçu, basé sur des GPU grand public et un logiciel de traitement et de gestion des données optimisé sur mesure. Avec 32 896 lignes de base et une bande passante de 400 MHz, le corrélateur Pathfinder est parmi les plus performants au monde et est déjà pleinement opérationnel. Son débit est supérieur à celui de toutes les conversations téléphoniques nord-américaines réunies.
Statut
La construction de la structure de l'instrument complet s'est achevée en août et ses nombreux composants analogiques et numériques sont en cours de finalisation. Le Pathfinder est désormais entièrement assemblé et sa première utilisation scientifique stable aura lieu cet hiver, inaugurant ainsi la période d'intégration du signal nécessaire à l'extraction du signal de 21 cm.
CHIME est une collaboration entre l’Université de la Colombie-Britannique, l’Université de Toronto, l’Université McGill et l’Observatoire fédéral de radioastrophysique.
Pour en savoir plus, veuillez consulter :
Le télescope Half-Pipe explorera l'énergie noire dans l'Univers Article de Nature, août 2015
Expérience canadienne de cartographie de l'intensité de l'hydrogène (CHIME) Pathfinder K. Bandura et al., 2014
Calibration de CHIME : un nouvel interféromètre radio pour sonder l'énergie noire L. Newburgh et al., 2014
Extraction des fluctuations cosmiques de 21 cm à partir du ciel polarisé à l'aide d'une analyse en mode m RJ Shaw et al., 2014
Une liaison radiofréquence sur fibre pour les applications de radioastronomie à grand réseau J. Mena et al., 2013
Noyaux GPU pour le traitement rapide des données astrophysiques 4 bits P. Klages et al., 2015
Un moteur X de corrélateur basé sur GPU implémenté sur le CHIME N. Denman et al., 2015
Un pipeline de données en temps réel efficace pour le radiotélescope CHIME Pathfinder X-Engine A. Recnik et al., 2015
Un schéma de compression pour les données radio dans le calcul haute performance K. Masui et al., 2015
Liste des thèses du CFHT
Soumis par Daniel Devost
(Cassiopée – Automne 2015)
Le TCFH existe depuis 1979 et de nombreux étudiants ont eu l'occasion d'utiliser les données pour leurs travaux de maîtrise ou de doctorat. Malheureusement, il n'existe aucun registre officiel des travaux de thèse du TCFH. C'est pourquoi, sur recommandation du conseil d'administration du TCFH, une liste a été établie à partir de toutes les ressources web disponibles, notamment les outils de divers établissements, le portail Thèses Canada et ADS.
La liste actuelle contient 82 thèses remontant à 1993. Elles proviennent principalement du Canada et de France, mais aussi d'autres pays. Si vous avez réalisé un mémoire de master ou de doctorat utilisant des données du CFHT et que votre manuscrit ne figure pas dans la liste ci-dessous, veuillez me contacter à l' adresse devost@cfht.hawaii.edu afin que je puisse l'ajouter à cette liste.
Liste des thèses de master et de doctorat utilisant les données du CFHT
Malo Lison, 2015, Recherche et caractérisation des étoiles jeunes de faible masse dans le voisinage solaire, UdM, PhD.
Baptista, Brian, 2013, Dureté du rayonnement des photodiodes, galaxies émettant du lyman-alpha et détection de photons dans les détecteurs de neutrinos à argon liquide, Université de l'Indiana, PhD.
Benjamin, Jonathan Remby Embro, 2013, Une nouvelle approche de la contamination photométrique par décalage vers le rouge, fournissant des informations essentielles pour la cosmologie des lentilles faibles, UBC. PhD
Chueh-Yi Chou, Richard, 2013, Études observationnelles des galaxies en interaction et développement du spectrographe infrarouge à champ intégral large, 2013, UT, PhD.
de la Chevrotière, Antoine, 2013, Recherche de champs magnétiques chez les étoiles Wolf-Rayet par l'analyse d'observations spectropolarimétriques.
Gandhali, Joshi, 2013, Sous-structure et agrégation de gaz dans les environs d'Abell 133, Université de Waterloo. MsC.
Kezwer, Jason, 2013, Le cycle de vie des étoiles : les supernovae dans les sursauts d'étoiles, UVic, MSc.
Radigan, Jacqueline Marie, 2013, Météo sur les mondes substellaires : étude des nuages, de la variabilité et de la binarité à la transition L/T, UT, PhD.
Urquhart, Sheona Anne, 2013, Évolution des galaxies dans un grand échantillon d'amas de rayons X, Université de Victoria
Cockcroft, Robert, 2012, Astro-archéologie dans la galaxie du triangle : étude de la formation et de l'évolution des galaxies avec les amas globulaires et le halo stellaire de M33, Université McMaster
Damjanov, Ivana, 2012, Évolution structurelle des galaxies quiescentes à partir du pic de l'époque de formation des étoiles cosmiques, Université de Toronto.
Dong, Xiaoyi, 2012, Détection d'AGN à l'aide de données d'imagerie multifiltres, Université York
Harris, Kathryn, A., 2012, Les environnements en grappes et à grande échelle des quasars à z < 0,9, Université de Central, Lancashire.
Kristensen, Lars E., 2012, Analyse observationnelle des conditions physiques dans les régions actives de formation d'étoiles galactiques et extragalactiques, Observatoire de Paris, PhD.
San Roman, Izaskun, 2012, La formation et l'évolution de M33 révélées par ses amas d'étoiles, Université de Floride, PhD.
Villa, Francesca, 2012, Calibration photométrique de l'imageur MegaCam. Analyse des données SnDICE, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI. Arcila Osejo,
Liz Maria, 2011, Galaxies passives et en formation d'étoiles à z N2 dans le CFHT Legacy Survey, Université Saint Mary's. Bayliss, Matthew B, 2011, Photométrie à large bande de 105 arcs géants : contraintes de distribution du décalage vers le rouge et implications pour les statistiques des arcs géants, Département d'astronomie et d'astrophysique de l'Université de Chicago.
Croll, Bryce, 2011, Caractérisation proche infrarouge des atmosphères de mondes extraterrestres, Université de Toronto. Dayal, Pratika, 2011, Phares cosmiques : dévoiler la nature des galaxies à fort décalage vers le rouge, École internationale d'études avancées. González Gaitán, Santiago, 2011, Taux de supernova, temps de montée et leurs relations avec les progéniteurs, UT, PhD.
Gorecki, Alexia, 2011, Cosmologie observationnelle avec le Large Synoptic Survey Telescope, Université de Grenoble, PhD Messias, Hugo, 2011, A multiwavelength study of proche- and mid-infrared selected galaxies at high redshift: ERGs, AGN-identification and the contribution from dust, Université de Lisbonne Baumont,
Sylvain, 2010, Analyse des spectres VLT pour l'expérience SNLS Qualification de transitoires cosmologiques, Université Paris-Diderot - Paris VII. Bignamini, Andrea 2010 L'enquête Swift-XRT sur les groupes et amas de galaxies, Università degli studi di Trieste, PhD.
Burgress, Andrew SM, 2010, Exploration de la fonction de faible masse initiale dans les amas jeunes et les régions de formation stellaire, Université de Grenoble. Guillard, Pierre, 2010, H2 MAGIE : H2 comme agent majeur de l'interaction et de l'évolution des galaxies, Institut d'Astrophysique Spatiale, Université Paris-Sud 11, PhD.
Huang, Zhiqi, 2010, Sonder les inflations précoces et tardives au-delà du ΛCDM incliné, UT, PhD.
Pfrommer, Thomas, 2010, Études de la dynamique mésosphérique et de la turbulence optique de la couche terrestre pour les performances des télescopes terrestres, Université de la Colombie-Britannique.
Thanjavur, Karunananth G, 2010, Applications cosmiques de la spectroscopie assistée par lentille gravitationnelle (GLAS), Université de Victoria.
Agra-Amboage Vanessa, 2009, Observations des régions internes des vents autour des étoiles jeunes de type T Tauri, Université Joseph-Fourier - Grenoble I. Anderson, Rachel Elizabeth, 2009, Recherche de groupes de galaxies dans les données photométriques du CFHT Legacy Survey, McMaster University, MSc. Breton,
René Paul, 2009, Pulsars radio dans les systèmes binaires, Université McGill, Canada.
Épinat, Benoit, 2009, Des galaxies proches aux galaxies lointaines : études cinématiques et dynamiques, Université de Provence (FRANCE), LAM.
Harrington, David, 2009, Spectropolarimétrie stellaire avec HiVIS : étoiles Herbig Ae/Be, environnements circumstellaires et pompage optique, Université d'Hawaï à Manoa.
Jolin, Marc-André, 2009, Étude polarimétrique d'étoiles jeunes, UdM, MSc. Dicaire, Isabelle, 2008, Cinématique haute résolution des galaxies de l'échantillon SINGS et observations du Ha profond de la galaxie NGC 7793, UdM, MSc.
Van Grootel, Valérie, 2008, Etude des étoiles de la branche horizontale extrême par l'astérosismologie, UdM, PhD. Albert, Loïc, 2006, La recherche de naines brunes autour d'étoiles du voisinage solaire et le spectrographe multi-objets SIMON, Université de Montréal.
Alecian, Evelyne, 2006, Étude de l'évolution de la structure interne et du champ magnétique des étoiles pré-séquence principale de masse intermédiaire, Université Paris-Diderot - Paris VII.
Chilingarian, Igor, 2006, Formation et évolution des galaxies naines elliptiques, Université d'État de Moscou et Université Claude Bernard Lyon-1 Clem, James Lewis, 2006, Amas d'étoiles galactiques dans le système photométrique u'g'r'i'z', Université de Victoria.
Juramy Claire, 2006, Métrologie des supernovae de type Ia pour la cosmologie : instrumentation et analyse calorimétrique. Université Paris 6. Leyrat, Cédric, 2006, Propriétés physiques des anneaux de Saturne : de CAMIRAS à la mission CASSINI, Université Paris-Diderot - Paris VII
Malacrino, Frédéric, 2006, Recherche non déclenchée d'équivalents optiques de sursauts gamma dans les images du télescope Canada-France-Hawaï « Very Wide Survey », Université
Paul Sâbatier - Toulouse III, PhD. Okón, Waldemar MM, 2006, La fonction de distribution de la métallicité des systèmes d'amas globulaires par photométrie proche infrarouge, Université McMaster.
Ruiter, Ashley J, 2005, Imagerie infrarouge du protoamas submillimétrique près de NGC 2068 dans Orion B, Université Saint Mary's. Vaduvescu, Ovidiu 2005 Propriétés infrarouges des galaxies naines en formation d'étoiles, Université York, PhD.
VanDalfsen, Marcel L., 2005, Le système d'amas globulaire de la galaxie du Sombrero, Université McMaster.
Vergnole, Sébastien, 2005, Nouveaux interféromètres large bande pour l'imagerie haute résolution : interféromètre fibré hectométrique ; Utilisation des Fibres à Cristaux Photoniques, Université de Limoges.
Brodwin, Mark, 2004, Le relevé photométrique des décalages vers le rouge en champs profonds Canada-France : une étude de l'évolution des galaxies à l'aide des décalages vers le rouge photométriques. Université de Toronto.
Devost, D., 2004, Chronométrie à haute résolution de populations stellaires extragalactiques, Université Laval.
Kalirai, Jasonjot Singh, 2004, Astrophysique avec les naines blanches, Université de la Colombie-Britannique.
Mercurio, A. 2004 Évolution dynamique et populations de galaxies dans l'amas ABCG 209 à z = 0,2 AA, Università di Trieste, Napoli, PhD.
Shkolnik, E. 2004 Activité chromosphérique induite par les planètes à courte période : une recherche de modulation de l'émission de Ca II H & K AA, UBC, PhD. Edwards, Louise, 2003, Hydrogène moléculaire dans l'amas de flux de refroidissement Abell 1795, Université Saint Mary's.
Raux, Julien, 2003, Photométrie différentielle de supernovae de type Ia lointaines, Université Paris Sud - Paris XI.
Woillez, Julien, 2003, Les Noyaux Actifs de Galaxies en interférométrie optique à très longue base - Projet 'OHANA, Observatoire de Paris, Université Paris XI, PhD.
Mirioni, Laurent, 2002, Sources X Ultra-Lumineuses : Contreparties Optiques, Université Louis Pasteur - Strasbourg I
Hamilton, Devon, 2001, Signatures observationnelles de la convection dans les étoiles de type solaire, Université de Toronto.
Lépine, Sébastien, 2001, Structure inhomogène et dynamique des vents stellaires chauds par spectroscopie de raies d'émission, Université de Montréal, PhD.
Mullis, Christopher Robinson 2001 Enquête ROSAT sur le pôle écliptique nord AA, Université d'Hawaï, PhD.
Perrett, Kathryn, 2001, Le système d'amas globulaire de M31, Université Queen's, PhD. Steinbring, Eric, 2001, Techniques d'observation à haute résolution depuis le sol et l'espace, et imagerie des environnements de fusion des radiogalaxies à un décalage vers le rouge de 1 à 4, Université de Victoria.
Font, Andreea Simona, 2000, Gaz moléculaire choqué dans trois restes de supernova : W28, W44, 3C391, Université Saint Mary's.
Grosdidier, Yves, 2000, Le phénomène Wolf-Rayet au sein des étoiles chaudes de populations I et II, Université de Montréal.
Hébrard, Guillaume, 2000, L'abondance du deutérium, de l'ultraviolet au visible, Université Paris-Diderot - Paris VII, PhD.
Mallen-Ornelas, Gabriela, 2000, Cinématique interne des galaxies CFRS à z 0,6, Université de Toronto.
Billières, Malvina, 1999, Observations et Astéroséismologie de sous-naines de type B : une nouvelle classe d'étoiles pulsantes. Université de Montréal.
Chapman, Scott Christopher, 1999, La nature des galaxies actives, Université de la Colombie-Britannique.
Holland, Stephen, 1998, Les amas globulaires et le halo de M31, Université de la Colombie-Britannique.
Kavelaars, JJ, 1998, Amas globulaires comme sondes dynamiques de la galaxie S0 NGC 3115, Université Queen's.
Kroeker, Teresa Lynn, 1998, Évolution des galaxies elliptiques, Université de Toronto. Simard, Luc, 1998, Cinématique interne des galaxies à décalage vers le rouge intermédiaire, Université de Victoria, Ph.D.
Blake, R. Melvin, 1997, Décomposition photométrique de NGC 6166, Université Saint Mary's, MSc. De Propris, Roberto, 1996, L'extrémité faible de la fonction de luminosité dans les amas de galaxies, Université de Victoria.
Cederbloom, Steven E., 1995, Populations stellaires au cœur de l'amas globulaire d'étoiles M15, Université de l'Indiana, PhD.
Langill, Philip Patrick, 1994, Les coquilles de poussière circumstellaires des nébuleuses protoplanétaires, Université de Calgary. F
reedman, Wendy Laurel, 1994, Le contenu stellaire jeune des galaxies proches résolues, UT, PhD.
Tessier, Eric, 1993, Application de l'interférométrie infrarouge bidimensionnelle à l'étude des jeunes étoiles, Laboratoire d'Astrophysique de l'Observatoire de Grenoble, Université
Joseph Fourier / CNRS, Grenoble, France, et Département de Recherche Spatiale, Observatoire de Meudon, France, PhD.
Thèse : La structure et l'évolution des nuages moléculaires libres formant des étoiles
Par Rachel Ward
Thèse soutenue le 29 juillet 2015, Département de physique et d'astronomie, Université McMaster
Directeurs de thèse : Alison Sills et James Wadsley (McMaster)
Abstrait
Les générations récentes d'étoiles se forment principalement, et peut-être exclusivement, dans des nuages moléculaires géants – de vastes conglomérats de gaz et de poussière composés principalement d'hydrogène moléculaire et concentrés dans les bras des galaxies spirales. Ces nuages sont supposés être liés gravitationnellement ; cependant, des observations récentes suggèrent la présence d'une importante population de nuages libres dans la Voie lactée. À l'aide d'observations synthétiques issues de simulations haute résolution de nuages moléculaires liés et libres, nous étudions si les nuages de cette population mixte pourraient correspondre aux observations de nuages moléculaires locaux. Nous constatons, à partir des nuages de notre échantillon, qu'un état d'équilibre viriel n'est pas requis pour former des étoiles et correspondre à la dynamique et à la structure des nuages observés, telles que décrites par les relations d'échelle de Larson et la fonction de distribution de probabilité (PDF) de la densité massique surfacique. À mesure que ces nuages évoluent, la forme lognormale sous-jacente des PDF de densité de colonne est effectivement masquée, les pics de leurs distributions se déplaçant vers des densités de surface inférieures aux seuils de détection observationnels, ce qui corrobore les observations récentes qui ne trouvent que peu, voire pas, de preuves d'une distribution lognormale dans les PDF de densité de colonne des nuages proches. Nous approfondissons ces résultats dans un contexte extragalactique en simulant des nuages moléculaires formés dans un disque galactique, afin de démontrer le rôle de leur environnement, en particulier le cisaillement galactique, sur leur structure et leur évolution, ainsi que sur la formation d'étoiles en leur sein. Nous constatons qu'une population importante de nuages moléculaires libres se forme naturellement dans un disque galactique et démontrons que leur présence non seulement concorde avec les observations galactiques et extragalactiques, mais influence également plusieurs questions de longue date sur la formation d'étoiles.
Thèse : L'évolution des amas d'étoiles dans les champs de marée
Par Jeremy Webb
Thèse soutenue le 17 juillet 2015 Département de physique et d'astronomie, Université McMaster
Directeurs de thèse : Alison Sills et Bill Harris (McMaster)
Abstrait
Les amas globulaires se trouvent dans les halos de tous les types de galaxies et jouent un rôle majeur dans la formation des étoiles et des galaxies. L'objectif de cette thèse est de mieux comprendre l'évolution dynamique des amas globulaires grâce à des simulations à N corps d'amas présentant une gamme d'orbites circulaires, excentriques et inclinées. Les études théoriques ont historiquement supposé que les amas globulaires subissent un champ de marée statique. Or, leurs orbites sont toutes non circulaires et le champ de marée de la plupart des galaxies n'est pas symétrique. Comprendre comment les amas évoluent dans des potentiels réalistes permet de les utiliser pour contraindre la formation, l'histoire de la fusion et l'évolution d'une galaxie hôte, et même de cartographier la taille, la forme et l'intensité actuelles de son champ gravitationnel.
Nous constatons que les amas denses et compacts évoluent comme s'ils étaient isolés, malgré un champ de marée non statique. Pour les amas plus grands, les chocs de marée et le réchauffement injectent de l'énergie dans l'amas et modifient significativement son évolution par rapport aux études précédentes. Nous décrivons comment un champ non statique modifie le taux de perte de masse et le temps de relaxation d'un amas, et proposons des méthodes de calcul de sa taille et de son orbite.
Nous appliquons ensuite nos travaux aux amas des galaxies géantes M87, NGC 1399 et NGC 5128. Nous considérons chaque population d'amas comme un ensemble d'amas pauvres et riches en métaux et générons des modèles présentant diverses distributions orbitales. À partir de ces modèles, nous limitons le profil d'anisotropie orbitale de chaque galaxie, imposons des contraintes sur leur histoire de formation et de fusion, et explorons les effets des galaxies proches sur l'évolution des amas.
En intégrant les effets d'un champ de marée non statique dans les études sur l'évolution des amas globulaires, nous avons franchi une étape importante vers une modélisation précise de ces amas, de leur naissance à leur dissolution. Nos travaux ouvrent la voie à l'utilisation des amas globulaires comme outils d'étude de la formation, de l'évolution et de la structure des galaxies. De futures études exploreront l'impact de la formation et de la croissance des galaxies, via la fusion hiérarchique de galaxies plus petites, sur l'évolution des amas.
Thèse : Propriétés des gaz moléculaires dans les galaxies infrarouges lumineuses locales
Par Kazimierz Sliwa
Thèse soutenue le 27 juillet 2015, Département de physique et d'astronomie, Université McMaster
Directrice de thèse : Christine Wilson (McMaster)
Abstrait
Dans cette thèse, j'analyse les conditions physiques telles que la température, la densité volumique et la densité de colonne du gaz moléculaire dans quatre galaxies infrarouges lumineuses (LIRG) : Arp 55, NGC 1614, VV 114 et NGC 2623. Les LIRG sont des systèmes où deux galaxies riches en gaz sont en cours de fusion. L'objectif de ma thèse est d'étudier les tendances des propriétés du gaz moléculaire au cours du processus de fusion. J'utilise plusieurs observations de transitions du monoxyde de carbone ( 12 CO) et de son isotopologue 13 CO provenant du Submillimeter Array, du Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy et du Atacama Large Millimeter/submillimeter Array. Les observations à haute résolution me permettent d'analyser le gaz moléculaire à plusieurs positions au sein d'une même galaxie. Les observations sont ajustées à des modèles obtenus à partir d'un code de transfert radiatif utilisant une méthode de vraisemblance bayésienne. Français Je trouve que les fusions avancées telles que NGC 2623 et VV 114 ont un gaz moléculaire plus chaud (≥ 40 K), moins dense (≤ 10 3 cm −3 ) que les fusions de stade précoce/intermédiaire telles que Arp 55 et NGC 1614. Je suggère qu'il existe des mécanismes tels que les vents stellaires, les supernovae et l'activité AGN qui dissipent le gaz moléculaire et donc diminuent la densité et réchauffent le gaz à mesure que la fusion progresse. La pression du gaz moléculaire des fusions avancées s'avère inférieure de près d'un ordre de grandeur par rapport aux fusions de stade précoce/intermédiaire. Je trouve également que le rapport d'abondance [ 12 CO]/[ 13 CO] dans NGC 1614, VV 114 et NGC 2623 est inhabituellement élevé (> 100) par rapport à la valeur du milieu interstellaire près du centre de la Voie lactée (∼ 30). Français Il est intéressant de noter qu'Arp 55 ne suit pas cette tendance avec une valeur [ 12 CO]/[ 13 CO] d'environ 30, similaire à celle du centre de la Voie lactée. Je suggère que la nucléosynthèse pourrait jouer un rôle important dans l'amélioration du rapport d'abondance et/ou que le gaz moléculaire des rayons extérieurs d'Arp 55 n'a pas atteint les régions centrales internes pour faire augmenter le rapport d'abondance. Néanmoins, Arp 55 est dans une étape de fusion intéressante. Enfin, j'ai mesuré le facteur de conversion de la luminosité du CO en masse du gaz moléculaire, α CO , sur l'échantillon à la recherche de l'étape de transition d'un α CO de type galactique à la valeur 4 à 5 fois plus faible trouvée dans les LIRG. Les quatre sources ont toutes mesuré des valeurs d'α CO qui sont cohérentes avec la valeur du LIRG de 0,8 M⊙ (K km s −1 pc 2 ) −1 . Je suggère que nous examinions une étape de fusion encore plus précoce, comme Arp 240, pour trouver le point de transition. Alors que l’âge d’or de l’astronomie submillimétrique est à nos portes, ce n’est que le début de l’approfondissement de nos connaissances sur le processus de fusion et sur ce qui arrive au gaz moléculaire, le carburant de toute formation d’étoiles.
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