Projets de l’équipe Sherpas

Les activités de l’équipe Sherpas couvrent une large gamme de phénomènes physiques : rayonnement à haute énergie, physique des particules, physique des plasmas, turbulence et astrocladistique.

Processus de rayonnement de haute énergie

Noyaux Actifs de Galaxies (Seyfert, BLAZARS) Microquasars et Systèmes Binaires

Motivations
Les objets astrophysiques produisant les phénomènes d’émission haute énergie les plus spectaculaires sont certainement les systèmes compacts où la source principale de gravitation peut être un trou noir (de quelques masses solaires, comme dans les binaires X à trous noirs (BHXrB pour Black Hole X-ray Binaries), à des millions voire milliard de masses solaires comme dans les noyaux galactiques actifs (AGN pour Active Galactic Nuclei), une étoile à neutrons ou une naine blanche.
Dans ces systèmes, on pense que l’énergie gravitationnelle libérée par le gaz d’accrétion est dissipée en partie en optique/UV/X-mou sous forme d’émission thermique d’un disque d’accrétion et en partie en X/gamma via des processus de haute énergie (synchrotron, compton) dans un plasma chaud et optiquement mince appelé communément « couronne ».
Le flot d’accrétion alimente l’objet compact central, tandis que des processus d’éjection (sous forme de vents ou de jets) peuvent également éjecter matière et énergie.
Ces processus complexes sont observés dans tous les objets compacts (la Fig. 1 montre une vue d’artiste d’un AGN et d’un BHXrB). Leurs observations nous permettent de sonder les conditions physiques proches des trous noirs sur une large gamme d’échelles de taille et de temps, les deux étant directement proportionnelles à la masse de l’objet central.
Par exemple, le temps dynamique des régions internes des binaires X est de l’ordre d’une fraction de milliseconde, alors qu’il est de l’ordre de quelques milliers de secondes dans les AGN les plus massifs.

Figure 1 : à gauche, image radio du Noyau Actif de Galaxie Cygnus A, observée par la Very Large Array/NRAO à une longueur d’onde de 6 cm. Les vues d’artistes de droite montrent les régions internes de l’AGN (en bas) et d’une binaire X (en haut). Ces deux systèmes présentent les mêmes régions d’émission (disque, jet, couronne) alors que la différence en masse et en taille est généralement supérieure à 106-109.

Objectifs
Bien qu’on étudie les objets compacts depuis plusieurs décennies, un grand nombre de questions restent encore sans réponse :

  • Quels est la géométrie des régions centrales proche de l’objet compact ? Quelle est leur dynamique ?
  • Quels sont les processus radiatifs à l’origine de l’émission haute énergie observée ? Quelle est l’origine de sa variabilité ?
  • Comment les phénomènes d’accrétion et d’éjection sont ils reliés ?

Méthodologie
Nous accédons aux conditions physiques proches de l’objet compact grâce aux observations multi-longueurs d’onde, couvrant l’ensemble du spectre électromagnétique de la radio aux rayons gamma. Notre groupe est plus spécifiquement impliqué, en tant que PI et co-I, dans des observations impliquant les satellites de haute énergie tels que XMM-Newton, Chandra et NuSTAR.

Acteurs
Cette thématique est portée par Pierre-Olivier Petrucci


Physique cinétique et accélération de particules

Pulsars, vents et nébuleuses de pulsars. Trous noirs de masse stellaire et trous noirs supermassifs. Jets relativistes, blazars. Sursauts gamma.Explosions de type nova.


Motivations
Nous disposons aujourd’hui de preuves observationnelles accablantes qui montrent que les objets compacts (naines blanches, étoiles à neutrons, trous noirs) sont impliqués dans certains des phénomènes d’accélération de particules les plus extrêmes de l’Univers. Les spectres des particules qui s’échappent de ces accélérateurs cosmiques suivent des lois de puissance qui s’étendent jusqu’à des énergies prodigieuses, plusieurs ordres de grandeurs supérieures au-delà de l’énergie de masse des particules (i.e., elles sont ultra-relativistes). L’attention de la communauté se portent essentiellement sur deux processus d’accélération : l’accélération diffusive dans les ondes de chocs et la reconnexion magnétique.

Global 3D PIC simulation of an inclined pulsar magnetosphere (Cerutti et al. 2016)
Full general relativistic PIC simulation of a rotating (Kerr) black hole magnetosphere (Parfrey et al. 2018)

Objectifs
Les travaux de l’équipe dans ce domaine tentent de répondre aux questions fondamentales suivantes :

  • Comment les particules sont-elles accélérées dans les sites de reconnexion magnétique relativistes ?
  • Comment et où sont accélérées les particules dans les magnétosphères d’étoiles à neutrons et des trous noirs ?
  • Comment sont accélérées les particules dans les ondes de chocs non-collisionnelles relativistes et magnétisées ?
  • Quelles sont les signatures observationnelles des divers processus d’accélération ?

Méthodes
L’étude des processus d’accélération nécessite une description fine et complète des processus plasmas à l’échelle cinétique, c’est-à-dire en dessous du rayon de Larmor des particules. Les méthodes numériques de type particle-in-cell (PIC) sont parfaitement adaptées à ce problème : elles permettent à la fois de modéliser le mouvement des charges du plasmas, l’évolution des champs électromagnétiques et leur couplage avec les particules de manière auto-cohérente. L’équipe utilise et développe le code Zeltron, un code PIC performant et optimisé à l’étude des plasmas relativistes astrophysiques.

Contact
Benoit Cerutti, Benjamin Crinquand, Guillaume Dubus, Guy Pelletier

Phénomènes d’accretion-éjection

Jeunes Etoiles en Formation, Noyaux Actifs de Galaxies, Microquasars et Systèmes Binaires

Instabilités, transport et turbulence dans les disques d’accrétion et les jets

Jeunes Etoiles en Formation, Noyaux Actifs de Galaxies, Microquasars et Systèmes Binaires.


Motivations

Les phénomènes d’accrétion et d’éjection autour des étoiles jeunes ou des objets compacts sont associés à une forte dissipation d’énergie et donc un chauffage du gaz. Cette dissipation d’énergie est très probablement due à la nature turbulente de l’écoulement, la turbulence augmentant très fortement le frottement visqueux et donc l’efficacité du chauffage. De plus, la turbulence et les instabilités de l’écoulement engendrent naturellement une variabilité qui peut ensuite être observée et contrainte (par exemple dans les jets astrophysiques).

Objectifs

Les objectifs de cette activité de recherche peuvent être résumer en trois grands axes :

  • Comprendre l’origine de la turbulence dans les disques d’accrétion.
  • Expliquer et modéliser les phénomènes de transport qui lui sont associés (transport de moment cinétique, transport de champ magnétique).
  • Etudier les liens existant entre les turbulence des disques et la formation de jets astrophysiques (conditions de formation d’un vent de disque, variabilité temporelle).

Méthodes

Pour étudier ces phénomènes, nous utilisons des méthodes numériques adaptées à la résolution des équations de la magnétohydrodynamique (MHD) compressible. En pratique deux types de codes sont utilisés :

  • Les codes spectraux faiblement compressibles (par exemple Snoopy). Ils permettent une excellente résolutions des petites échelles de la turbulence. Ce type de code permet d’étudier finement les transferts non linéaires ainsi que les structures non linéaires associées à la turbulence MHD des disques
  • Les codes Godunov, particulierement adaptés au traitement des chocs dans l’écoulement (par exemple Pluto). Ce type de code permet de traiter les problèmes de manière plus global, en prenant en compte beaucoup plus finement la structure du disque et/ou celle du jet.

L’utilisation de ces méthodes numériques nécessite naturellement l’utilisation de gros moyen de calcul. Aussi, nous avons accès, aux ressources de calcul de l’OSUG avec notamment un cluster de 512 coeurs (R2D2). Par ailleurs, nous faisons régulièrement des demandes en temps de calcul (de l’ordre de 500 000 heures) sur les centres de calcul du CNRS.

Acteurs

Cette thématique est portée par Geoffroy Lesur et Pierre-Yves Longaretti.

Astrocladistique et astrostatistique

La classification non supervisée a pour objectif de rechercher des structures dans un espace de données avec n objets et p variables. Ces structures caractérisent soit des similitudes (groupes ou classes) soit des relations comme par exemple des chemins évolutifs. Les premières sont plutôt étudiées par les méthodes statistiques (apprentissage machine - machine learning, fouille de données - data mining), les secondes font appel à la théorie des graphes et sont l’apanage des méthodes phylogénétiques (minimisation de chemins).

Initiée en 2001 par Didier Fraix-Burnet, l’astrocladistique est l’utilisation de méthodes phylogénétiques en astrophysique, la cladistique, aussi appelée parcimonie maximum, n’étant que l’une d’entre elles et sans doute la plus générale. Initialement pensée et développée pour l’étude de la diversification des galaxies, l’astrocladistique a été utilisée sur presque tout type d’objets astrophysiques, comme les amas stellaires (globulaires et ouverts), les étoiles et même les satellites de Jupiter et Saturne. Pour tout savoir sur l’astrocladistique, rendez-vous sur ma page perso ainsi que sur mon web-blog dédié.

Désormais, c’est la classification non supervisée plus généralement qui concentre mes activités, car c’est une thématique cruciale à l’heure du Big Data !

Cladogram of 14 Dwarf galaxies of the Local Group obtained with 24 characters (observables and derived quantities). Bootstrap values (above) and Decay indices (below) are indicated for each node. The outgroup (SagDig) has been chosen because it contains the lowest amount of metallic material, suggesting that it is made up of more primordial material (see Fraix-Burnet et al 2006 Astronomy & Astrophysics 455, 845-851 https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-00067781v2).
Author D. Fraix-Burnet. Licence CC-BY. Image credits : NGC 55 : David Malin ; LGS 3 and Pegasus DIG : Deidre A. Hunter ; Antlia : Mike Irwin ; NGC 185 : David M. Delgado ; NGC 147 : Walter Nowotny ; Sag Dig : Hubble Heritage Team (AURA / STScI), Y. Momany (U. Padua) et al., ESA, NASA ; Leo A, Sextans B, IC 1613 and IC 10 : Corradi, R.L.M. et al., 2003, ING Newsletter No. 7, p. 11 ; NGC 3109 : NASA/ STScI ; Phoenix : Knut Olsen (CTIO) \& Phillip Massey (Lowell Observatory), (NOAO / CTIO / KPNO) ; NGC 205 : Atlas Image [or Atlas Image mosaic] courtesy of 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF ; background image : Canada-France-Hawaii Telescope / Coelum.