RENCONTRE ANNUELLE DU CRAQ 2016

Auberge Estrimont, Orford, 19–21 avril 2016

Organisateurs / Organizers Lorne Nelson (Bishop’s University) et Martin Aub´e(C´egepde Sherbrooke)

R´esum´es/ Abstract

LISTE DES PARTICIPANTS / ATTENDEES LIST

Nom Institution Contribution (Invit´ee/Orale/Affiche) Lo¨ıcAlbert Universit´ede Montr´eal Orale Genevi`eve Arboit Universit´ede Montr´eal - Etienne Artigau Universit´ede Montr´eal Orale Martin Aub´e C´egepde Sherbrooke - Roxane Barnab´e Universit´ede Montr´eal Orale Fr´ederiqueBaron Universit´ede Montr´eal Orale Patrice Beaudoin Universit´ede Montr´eal Orale Pierre Bergeron Universit´ede Montr´eal Orale F´elixBlais Universit´eLaval - Julie Bolduc-Duval A la d´ecouverte de l’Univers Orale Anne Boucher Universit´ede Montr´eal Orale Etienne Bourbeau Universit´eMcGill Orale Daniel Capellupo Universit´eMcGill - Christian Carles Universit´eLaval Orale Pierre Chastenay UQAM Orale Wen-Jian Chung Bishop’s University - Benoit Cˆot´e University of Victoria - Simon Coud´e Universit´ede Montr´eal Orale Andrew Cumming Universit´eMcGill - Antoine Darveau-Bernier Universit´ede Montr´eal Orale Matt Dobbs Universit´eMcGill - Ren´eDoyon Universit´ede Montr´eal - Mike Duchesne Universit´eLaval Orale Patrick Dufour Universit´ede Montr´eal - Michael Eby Bishop’s University - Mariam El-Amine Bishop’s University - Gilles Fontaine Universit´ede Montr´eal - Jo¨elGaudreault C´egepde Sherbrooke - Marie-Lou Gendron-Marsolais Universit´ede Montr´eal Orale Cynthia Genest-Beaulieu Universit´ede Montr´eal -

1 Fran¸coisHardy Universit´ede Montr´eal - Julie Hlavacek-Larrondo Universit´ede Montr´eal Orale Julien Huot Universit´ede Montr´eal - Fran¸cois-Ren´eLachapelle Universit´ede Montr´eal - David Lafreni`ere Universit´ede Montr´eal - Myriam Latulippe Universit´ede Montr´eal Orale Matthew Lundy Bishop’s University - Istok Menkivic C´egepde Sherbrooke - Tony Moffat Universit´ede Montr´eal Orale Isma¨elMoumen Universit´eLaval - Jean-Michel Mugnes Universit´eLaval - Melissa Munoz Universit´ede Montr´eal Orale Marie-Eve Naud Universit´ede Montr´eal Orale Lorne Nelson Bishop’s University - Herbert Pablo Universit´ede Montr´eal Orale Emilie Parent Universit´eMcGill Orale Serge Pineault Universit´eLaval - Guillaume Poulin Astrolab du Mont-M´egantic - Olivier R. Loubier Universit´ede Montr´eal - Ken Ragan Universit´eMcGill Orale Julien Rameau Universit´ede Montr´eal Orale Tahina Ramiaramanatsoa Universit´ede Montr´eal Orale Saul Rappaport M.I.T. Invit´ee Benoit Rolland Universit´ede Montr´eal - Laurie Rousseau-Nepton Universit´eLaval Orale Jason Rowe Universit´ede Montr´eal Orale Jeremy Scholtys Universit´eLaval - Luc Simard NRC Herzberg Invit´ee Corinne Simard Universit´ede Montr´eal Orale Gabrielle Simard Universit´eMcGill - Alexandre Simoneau Bishop’s University/ C´egepde Sherbrooke - Jonathan St-Antoine Universit´ede Montr´eal - Nicole St-Louis Universit´ede Montr´eal - Martin St-Michel Bishop’s University/ C´egepde Sherbrooke - Samuel Tr´epanier Universit´eMcGill - Shruti Tripathi Bishop’s University Orale Luc Turbide Universit´ede Montr´eal - Sylvain Turcotte Bishop’s University Orale Tracy Webb Universit´eMcGill - David Williamson Universit´eLaval Orale

2 Pr´esentations / Presentations:

1 Invit´ee/ Invited 4 1.1 Les progr`esr´ecents du T´elescope de Trente M`etres ...... 4 1.2 Three Unexpected Results from the Kepler Mission ...... 4

2 Education 4 2.1 Didactique de l’astronomie ...... 4 2.2 A` la d´ecouverte de l’Univers -NRC Herzberg survol du programme et des nouveaut´es ...... 4

3 4 3.1 Dwarf Chemodynamics ...... 4 3.2 Formation stellaire des galaxies spirales barr´ees...... 4 3.3 XMM-Newton and Suzaku observations of Active Galactic Nuclei ...... 5 3.4 Dynamique des lobes radio dans NGC 4472 et dans l’amas de Pers´ee ...... 5 3.5 New science with SITELLE ...... 5 3.6 Influence du trou noir supermassif central dans l’amas de galaxies MACS J1447.4+0827 ...... 5

4 Plan`eteset naines / and dwarfs 5 4.1 Testing Brown Dwarf Models Using HST Observations of an Eclipsing Binary ...... 5 4.2 The GPI Survey: Probing the diversity of giant and system architectures ...... 5 4.3 D´ecouverte et caract´erisationde nouveaux candidats de disques circumstellaires autour d’´etoilesde faibles masse et naines brunes jeunes ...... 6 4.4 GU Psc b, une plan`eterare! ...... 6 4.5 WEIRD : Wide orbit Exoplanet search with InfraRed Direct imaging ...... 6

5 Solaire / Solar 6 5.1 Impact `along terme de la tachocline sur le cycle magn´etiquesolaire dans une simulation MHD globale ...... 6 5.2 Le confinement de la tachocline ...... 6 5.3 Characterization of grand minima in a spherical-2D non-kinematic mean-field dynamo model ...... 6

6 Etoiles´ / 6 6.1 WD 1145+017: A White Dwarf Orbited by Multiple Transiting Asteroids ...... 6 6.2 Une exploitation additionnelle du catalogue de mouvement propre LSPM pour l’´etude statistique des naines blanches . 7 6.3 Eclipse Timing as a Method to Determine Distance and Orbital Orientation...... 7 6.4 Simulation de l’impact d’une supernova de type Ia sur un compagnon stellaire ...... 7 6.5 NIRPS et SPIRou; coup de d´epartet sprint final pour deux instruments qui vont faire l’histoire ...... 7 6.6 BRITE- now in full bloom ...... 7 6.7 The curious case of WR 148 ...... 7 6.8 A BRITE view on the hot early O-type supergiant Zeta Puppis: Probing the photospheric drivers of its wind structures. 7 6.9 Iota Orionis: The Most Massive Hearbeat ...... 8

7 Instrumentation & Applications 8 7.1 Un nouvel outil de calibration pour les cam´erasde VERITAS ...... 8 7.2 Un nouveau polarim`etreau Mont-M´egantic ...... 8 7.3 BISTRO & POL-2: Magn´e-tismedans les pouponni`eresstellaires ...... 8 7.4 The PALFA Survey and a Search for Slow Pulsars ...... 8

8 Divers / Others 8 8.1 Diversit´een astrophysique: atelier interactif - Diversity in Astrophysics: interactive workshop ...... 8

3 1 Invit´ee/ Invited exige alors de l’apprenant qu’il r´eussisseles tˆaches complexes de se repr´esenter mentalement des syst`emesastronomiques en mou- vement dans un espace tridimensionnel et de multiplier les points 1.1 Les progr`esr´ecents du T´elescope de vue (g´eocentrique et allocentrique) sur ces syst`emes.Comment l’enseignement de l’astronomie `al’´ecolepeut-il aider les apprenants de Trente M`etres `amieux r´ealiserces tˆaches, tout en respectant la logique de la Luc Simard, NRC Herzberg discipline ? Certainement pas `al’aide des repr´esentations bidi- mensionnelles et statiques que l’on retrouve dans la plupart des Le T´elescope de Trente M`etres(TMT) est un observatoire manuels scolaires et dont on a montr´equ’elles sont elles-mˆemes international qui ouvrira une nouvelle phase de l’exploration de `al’origine de nombreuses conceptions. Nous pensons plutˆotque l’Univers en allant de la formation des toutes premi`eres´etoiles l’enseignement et l’apprentissage de l’astronomie doivent d’abord `anotre propre syst`emesolaire et en passant par la structure de passer par l’observation syst´ematiquedes ph´enom`enes,puis par l’espace-temps, la mati`eresombre et les exoplan`etes. En plus leur mod´elisationtridimensionnelle dynamique, qu’il s’agisse de d’utiliser des technologies `ala fine pointe de la m´ecanique, de mod`elesconcrets que les apprenants peuvent construire et ma- l’optique et des syst`emesde contrˆole,le TMT sera ´equip´ed’une nipuler, ou de simulations num´eriquesqu’ils peuvent concevoir et impressionnante panoplie de syst`emes d’optique adaptative et explorer. L’observation est en effet essentielle pour familiariser d’instruments. Je vais faire le point sur les impressionnants progr`es les ´el`eves avec les ´el´ements les plus saillants des ph´enom`enesas- scientifiques et techniques du projet au cours de la derni`ereann´ee tronomiques. Ces observations deviennent ensuite les faits qu’il et sur l’´etat du processus d’acc`es`aun site pour sa construction. faut expliquer, par le biais de mod`elesou de simulations. C’est en explorant des mod`eles,par exemple des globes terrestre et lu- naire ´eclair´espar une ampoule pour les phases de la Lune, ou des 1.2 Three Unexpected Results from simulations, par exemple une s´eancede plan´etarium num´eriqueca- pable d’emmener les spectateurs en orbite autour de la Terre pour the Kepler Mission ´etudierle cycle diurne, que les ´el`eves d´evelopperont une meilleure Saul Rappaport, M.I.T. compr´ehension des m´ecanismes `a l’origine des ph´enom`enes as- tronomiques. De plus, ces dispositifs didactiques r´eduisent la The Kepler exoplanet finding mission monitored the visible charge cognitive des apprenants en leur donnant directement `a flux of 200,000 stars in the constellation Cygnus nearly continu- voir les relations spatiales et dynamiques au sein de syst`emes ously for four . The photometric precision of each flux mea- astronomiques complexes. Enfin, une telle approche respecte la surement was as good as 100 parts per million (ppm), and the logique de la discipline en proposant aux ´el`eves une d´emarche sim- amplitudes of periodic features could be measured down to levels ilaire `acelle qu’empruntent les scientifiques et sp´ecialistesdu do- of a few ppm. With this unprecedented astronomical photometric maine. precision, many new stellar and planetary discoveries have been made, including the detection of some 4000 , a substan- ` tial fraction of which are in multi-planet systems. In this talk I 2.2 A la d´ecouverte de l’Univers - review some of the general exoplanet discoveries, and then go on NRC Herzberg survol du pro- to discuss in some detail three areas where there have been unex- pected discoveries. These include (i) 100 planets with incredibly gramme et des nouveaut´es tight orbits about their host with periods of less than 1 day; (ii) four planets that appear to be disintegrating via the emission of Julie Bolduc-Duval, A la d´ecouverte de l’Univers dusty effluents; and (iii) 220 triple star systems discovered among ` the Kepler eclipsing binaries by eclipse timing variations induced A la d´ecouverte de l’Univers/Discover the Universe est un pro- by both light-travel-time delays and physical effects due to the gramme national de formation en astronomie pour les enseignants proximity of the third body. None of these was among the main du primaire et du secondaire. Nous offrons des formations en ligne goals of the Kepler mission, but are some of the many unexpected depuis 2011 et un nouveau partenariat en 2016 nous permet main- discoveries made with Kepler. tenant de diversifier et d’am´eliorernos services. Je pr´esenterai le programme, les nouveaut´esainsi que les possibilit´esd’implication des astronomes et de nouveaux partenariats. 2 Education 3 Galaxies 2.1 Didactique de l’astronomie Pierre Chastenay, UQAM 3.1 Dwarf Galaxy Chemodynamics L’astronomie est une science d’observation dont les objets David Williamson, Universit´eLaval d’´etudes ne peuvent ˆetre transport´eset diss´equ´esen laboratoire. Tout ce que l’on sait `apropos de l’Univers, nous l’avons appris The - relation tells us that dwarf galaxies are en observant les mouvements de la voˆutec´eleste et en analysant metal-poor. This makes them an important target for chemody- la lumi`erequi nous parvient des astres. Cette sp´ecificit´epropre namical simulations, to determine what causes the low `al’astronomie, sa  distinction ´epist´emique , en quelque sorte, - are dwarf galaxies worse at retaining metals, or worse at produc- fait que l’enseignement de cette discipline, d´esormaisvis´epar le ing metals, or do pristine inflows reduce the metallicity? To begin Programme de formation qu´eb´ecoisau primaire et au secondaire, to answer these questions, we must first perform a calibration of ne peut suivre les mˆemesprincipes et d´emarches que les sciences numerically modelled processes such as diffusion. Here we find the exp´erimentales, comme la physique ou la chimie. L’astronomie counter-intuitive result that weaker diffusion permits more metals est aussi une science ´eminemment spatiale. Les syst`emes as- to escape a dwarf galaxy disc. We also investigate the role of en- tronomiques `al’origine des ph´enom`enesque l’on observe couram- vironment, by placing our dwarf galaxies within a host potential ment (cycle diurne, phases de la Lune, saisons, mouvement des field. plan`etes, etc.) se d´eploient en effet dans un espace tridimensionnel, et leur apparence change selon le point de vue d’o`uon les observe (le point de vue allocentrique, i.e. la vue de l’espace). Pourtant, 3.2 Formation stellaire des galaxies les observateurs terrestres sont confin´es`aun point de vue exclu- spirales barr´ees sivement g´eocentrique (la vue depuis la surface de la Terre) sur le ciel. Ce g´eocentrisme forc´eest `al’origine de nombreuses concep- Christian Carles, Universit´eLaval tions premi`eresen astronomie, conceptions que l’on rencontre chez les ´el`eves, mais aussi chez nombre d’adultes, enseignants compris La pr´esenced’une barre a un impact majeur sur la galaxie ! Enfin, les syst`emesastronomiques sont hautement dynamiques hˆote. Celle-ci pr´esente g´en´eralement un taux de formation stellaire : les astres, y compris la Terre, notre propre observatoire, sont sup´erieur, une metallicit´ecentrale accrue et un aplatissement des en mouvement les uns par rapport aux autres, et la configura- courbes de metallicit´e.Des observations r´ecentes ont d´emontr´eque tion des syst`emechange donc constamment. La compr´ehension ces effets sont tr`esvariables en fonction de la masse de la galaxie. des m´ecanismes`al’origine des ph´enom`enesastronomiques courants Je presenterais des r´esultatsde simulations num´eriques montrant

4 que la barre cause une formation stellaire courte et explosive chez Des observations rayons X ont montr´eque la distribution de les galaxies de masse supp´erieure`a1010 solaires alors que gaz dans les amas de galaxies est loin d’ˆetre uniforme. Dans celles de masse inf´erieuremontrent un accroissement de la forma- plusieurs amas on retrouve des cavit´esrayons X, de gigantesques tion stellaire moins intense mais plus long. bulles o`uil y a un manque de rayons X. Celles-ci sont gonfl´eespar d’´enormes jets supersoniques ´emispar un noyau actif de galaxie. Ces jets r´echauffent le gaz du milieu intra amas et d´er`eglent son 3.3 XMM-Newton and Suzaku obser- refroidissement. Je pr´esenterai les r´esultatsobtenus de l’analyse d’observations du JVLA de MACS J1447.4+0823, un amas de vations of Active Galactic Nuclei galaxies extrˆemement brillants dont la galaxie centrale pr´esente Shruti Tripathi, Bishop’s University des propri´et´esextrˆemes.Cette analyse a pour but de d´etecterles jets responsables des cavit´erayons X et peut-ˆetremˆemela pr´esence Active Galactic Nuclei (AGN) show rapid variability in X- d’un mini-halo, une structure radio particuli`erement rare. rays suggesting the origin of emission from a small region close to the central supermassive black hole. It is therefore crucial to understand the character of X-ray variability of an AGN in order to extract valuable information on the physical system and also to understand the physical processes responsible for their variable nature. 4 Plan`eteset naines / Planets In this presentation I will attempt to probe the variable be- haviour of AGN with the help of results derived from the analysis and dwarfs of X-ray (in some cases optical) satellite data from space missions i.e. XMM-Newton and Suzaku. 4.1 Testing Brown Dwarf Models 3.4 Dynamique des lobes radio dans Using HST Observations of an NGC 4472 et dans l’amas de Eclipsing Binary Pers´ee Lo¨ıcAlbert, Universit´ede Montr´eal Marie-Lou Gendron-Marsolais, Universit´ede Montr´eal

Les observations rayons-X du t´elescope Chandra de nombreux Les naines brunes n’ont pas de source de production d’´energie amas de galaxies ont montr´ela pr´esencede cavit´escr´e´eespar interne comme les ´etoileset sont donc condamn´ees`ase refroidir d`es les jets relativistes de plasma ´emispar le trou noir supermas- leur formation. Puisque elles ont `apeu pr`estoutes le mˆemerayon, sif de la galaxie centrale. Je pr´esenterai les r´esultatsinitiaux de donc le mˆemetaux de perte d’´energie,mais que la quantit´eto- l’analyse d’observations de Chandra de la galaxie elliptique NGC tale d’´energied´epend de la masse, il s’ensuit une d´eg´en´e-rescence 4472, galaxie dominante d’un groupe situ´een p´eriph´eriede l’amas ˆage/masse. C’est-`a-direque deux naines brunes ayant la mˆeme de la Vierge. Ces observations montrent des cavit´esentour´ees temp´e-ratureet type spectral peuvent avoir deux propri´et´esbien d’anneaux d’´emissionrayons-X plus prononc´ee. Notre analyse a diff´erentes: une naine brune massive mais vieille arbore la mˆeme d´etermin´eque ces anneaux ´etaient compos´esde mat´erielplus froid temp´eraturequ’une naine brune plus l´eg`eremais jeune. Outre les que le gaz situ´e`al’ext´erieur,signifiant la pr´esencede gaz entrain´e cas o`uun de ces param`etres est connu ind´ependamment, il faut du centre vers l’ext´erieurpar les bulles. L’´energierequise pour donc utiliser les mod`elesd’´evolution et d’atmopsh`erepour d´eduire soulever ce gaz consiste en une fraction significative de l’´energie l’ˆage et la masse simultan´ement. Les mod`elesd’atmosph`ereet inject´eedans la cavit´epar les jets. L’amas de Pers´eeest un autre d’´evolution sont donc essentiels `ala traduction des observations cas tr`esint´eressant pour l’´etude de la dynamique des lobes radio. de naines brunes en leurs param`etresphysiques tels l’ˆage et la Je pr´esenterai ´egalement de nouvelles donn´eesdu t´elescope radio masse mais aussi la temp´erature,le rayon et la luminosit´e. Very Large Array entre 230 et 470 MHz de cet amas. Ces nouvelles Je pr´esenterai des observations HST d’une rare naine brune observations permettront de confirmer la pr´esencede cavit´esplus ´eclipsante, LHS 6343, dont les param`etresphysiques tels le rayon, anciennes et d’´etudierla structure radio diffuse entourant cet amas la masse, la luminosit´eet la temp´eratureont pu ˆetremesur´esavec (le mini-halo). Ainsi, il sera possible de tracer le portrait de la pr´ecisionce qui permet de tester la validit´edes mod`eles d’´evolution r´etroactionentre le trou noir supermassif et le milieu intra-amas et d’atmosph`ere. le plus d´etaill´ede tous les amas `ace jour.

3.5 New science with SITELLE Laurie Rousseau-Nepton, Universit´eLaval 4.2 The GPI Exoplanet Survey:

Science verifications run of observation allowed to collect three Probing the diversity of giant datacubes on the well known face-on spiral NGC628, covering the planet physics and system archi- spectral bands: SN1 [365 - 384 nm], SN2 [484 - 512 nm], and SN3 [648 - 685 nm]. With SITELLE, ionization structures in NGC tectures 628 are resolved ( 25 pc) and therefore, usual diagnostic tools for emission lines are not well adapted. To constrain the physical Julien Rameau, Universit´ede Montr´eal parameters of each star-forming region (age, mass, abundances, escaping photon fraction), we use 3D photo-ionization codes. A large database tailored for SITELLE is being built to facilitate After one and a half , the Exo- comparisons with different emission line ratios. The additional planet Survey (GPIES) is already probing the diversity of directly- information provided by the resolved ionization structures allow imaged giant planets in the Solar vicinity. Owing to the high- to study in great details the content and the physical conditions contrast and high-angular resolution offered by GPI and advanced of the HII regions and the diffuse ionized gas in the galaxy disk data processing techniques, we benefit from high astrometric pre- enabling the characterization of the ISM structures. cision and broad spectral coverage to study the architecture of extrasolar planetary systems and the processes at play in the at- mospheres of young giant planets. These informations are essen- 3.6 Influence du trou noir supermas- tial to test models of , dynamical stability simulations, and planet-disk interactions. Based on observations of the systems sif central dans l’amas de galaxies of hd 95086, the recent 51 Eridani and one with a new compan- MACS J1447.4+0827 ion — both discovered within the campaign — we can study the diversity of giant planet atmospheres, orbital configurations and Myriam Latulippe, Universit´ede Montr´eal interactions with debris disks systematically present around these systems.

5 4.3 D´ecouverte et caract´erisationde 5 Solaire / Solar nouveaux candidats de disques circumstellaires autour d’´etoiles 5.1 Impact `a long terme de la de faibles masse et naines brunes tachocline sur le cycle magn´etique jeunes solaire dans une simulation MHD globale Anne Boucher, Universit´ede Montr´eal Patrice Beaudoin, Universit´ede Montr´eal

La pr´esencede disques circumstellaires autour des ´etoilesin- L’impact de la tachocline, la r´egiond´elimitant la zone de ra- diquent la formation (pass´eeou en cours) de syst`emesplan´etaires. diation de la zone de convection, sur le cycle de taches solaires Pour mieux comprendre les processus de formation de ceux-ci, nous est encore `ace jour tr`espeu connu, tant observationnellement que avons commenc´eun projet visant `ad´ecouvrirde nouveaux disques th´eoriquement. A` l’aide d’EULAG-MHD, un code utilis´epour des circumstellaires autour d’´etoilesde faible masse et de naines brunes simulations globales de la zone de convection solaire et de la zone jeunes. Comme elles sont pr`esde la fronti`eredes masses stellaires / stable situ´eejuste en-dessous, il est possible de simuler de nom- sous-stellaires, ces hˆotes- et leurs disques potentiels - sont partic- breux cycles magn´etiquessolaires. Que se passe-t-il lorsque nous uli`erement int´eressants pour ´etudierla formation et l’´evolution `ala influons sur des param`etresphysiques, tels l’indice polytropique ou fois des ´etoiles,mais aussi des plan`etes.Nous avons utilis´eune ap- la fr´equencede rotation, sur les r´esultatsde nos simulations? Com- proche des moindres carr´espour simuler l’´emissiondes ´etoiles,pour ment est-ce que la tachocline est modifi´ee?Dans ma pr´esentation, ensuite la comparer aux donn´eesphotom´etriquesobserv´ees,cou- j”offrirai quelques pistes de r´eponse. vrant de 0, 8µm `a22µm. Enfin, nous avons identifi´eles candidats montrant un exc`esinfrarouge significatif par rapport aux meilleurs mod`eles.Comme il est chauff´epar son ´etoile,le disque ´emetde la 5.2 Le confinement de la tachocline radiation infrarouge, causant l’exc`esobserv´e. Apr`esavoir v´erifi´e et filtr´enos r´esultatsdes sources de contamination, nous avons Roxand Barnab´e,Universit´ede Montr´eal trouv´e4 nouveaux candidats de disques! Les ´etoileshˆotes ont des masses aussi faible que 13 MJup et ont des ˆages entre 5 et 40 Man. Grˆace `a l’h´eliosismologie, nous savons aujourd’hui que les Nous n’avons jamais observ´ede disque autour d’´etoilesaussi peu couches int´erieures du Soleil tournent uniform´ement alors que les massives plus vieilles que 5 millions d’ann´ees.S’ils sont confirm´es, r´egions plus en surface ont une rotation diff´erentielle. La transi- il s’agirait des premi`eresmesures des propri´et´esde disques autour tion entre ces deux zones se fait dans une mince couche, nomm´ee de ce type d’´etoiles. la tachocline. Plusieurs hypoth`esesont ´et´epropos´eespour tenter d’expliquer pourquoi la rotation diff´erentielle observ´ee`ala sur- face ne se propage pas au del`ade la tachocline, vers l’int´erieur du Soleil. Au cours de cette pr´esentation, je vous pr´esenterai les r´esultatsobtenus `apartir d’un mod`eledans lequel une tachocline 4.4 GU Psc b, une plan`eterare! turbulente est confin´eegrˆace`aun champ magn´etiquepolo¨ıdalos- cillant. Marie-Eve Naud, Universit´ede Montr´eal 5.3 Characterization of grand minima Des quelques 2000 exoplan`etesidentifi´eesdepuis la premi`ere d´etection d’une exoplan`ete il y a 20 ans, quelques dizaines seule- in a spherical-2D non-kinematic ment ont ´et´evues directement. Je pr´esenterai PSYM-WIDE, un sondage exploitant la m´ethode d’imagerie directe afin de chercher mean-field dynamo model des exoplan`etes g´eantes dans la r´egion´eloign´ee(> 100AU) autour Corinne Simard, Universit´ede Montr´eal de jeunes (< 150Ma) ´etoilesde faible masse (K, M, L). Ce sondage, effectu´eau t´elescope Gemini Sud en 2011-2012 avec l’instrument Recent progress in the development of global MHD simulations GMOS, tire avantage de la couleur caract´eristiquede ces com- of solar convection has significantly improved our understanding pagnons, beaucoup plus rouge que la plupart des autres objets. Sur of the solar dynamo. However, even for the longest-duration ex- les quelques 90 ´etoilessond´ees,un seul compagnon a ´et´ed´etect´e,`a tant such simulations, it is not yet possible to properly characterize 2000AU d’une ´etoileM3 d’environ 120Ma. Je parlerai des conclu- the long-term variations of the magnetic cycles developing therein. sions que l’on peut tirer des r´esultatsde ce sondage sur la fr´equence In this context, we construct a non-kinematic axisymmetric mean d’exoplan`etesg´eantes `agrande s´eparationainsi que de l’int´erˆetde field dynamo model where the Lorentz force is implemented on the ces compagnons lointains. azimuthal flow component and act as the saturation mechanism for the dynamo. This new model also covers a full meridional plane and includes a full alpha-tensor in addition to the differential ro- tation profile, both both extracted from Eulag-MHD(HD). The re- 4.5 WEIRD : Wide orbit Exoplanet sulting dynamo models support a wide range of magnetic solutions where intermittency, amplitude modulation and grand minima are search with InfraRed Direct imag- observed. I will present solutions showing some of those features ing along with its corresponding torsional oscillation. Fr´ed´eriqueBaron, Universit´ede Montr´eal 6 Etoiles´ / Stars

WEIRD est un projet visant `achercher de fa¸consyst´ematique tous les compagnons plan´etaires,`al’int´erieurde 500 UA, des 181 6.1 WD 1145+017: A White Dwarf ´etoilesles plus proches du Soleil membres d’associations jeunes par la m´ethode d’imagerie directe. Aucune exoplan`eteayant une masse Orbited by Multiple Transiting ´egale`acelle de n’a encore ´et´eimag´ee,bien que ce genre Asteroids de plan`etessoit tout `afait `anotre port´ee. Ce projet permettra donc de caract´eriserles jeunes plan`etes de type Jupiter comme si Saul Rappaport, M.I.T. elles ´etaient isol´ees`acause de la grande s´eparationentre elles et leurs hˆotes.Je commencerai par faire un bref r´esum´ede l’´etatdes A substantial fraction of all isolated white dwarfs have atmo- connaissances dans le domaines des plan`etes`agrandes s´eparations spheres that are polluted with heavy elements such as are found et puis je d´ecriraiplus en d´etaille projet WEIRD ainsi que les in the Earth, including O, Si, Al and Fe, and these are inferred r´esultatsobtenus jusqu’`amaintenant. to be replenished regularly. One of these heavily polluted white

6 dwarfs, WD 1145+017, was discovered with the K2 mission to ex- vre en hydrog`enede la supernova. Ce mod`eleest confront´e`a hibit periodic transits with several distinct periods in the range of l’absence de d´etection d’hydrog`enedans toutes les SNIa `ace jour. 4.5-4.8 hours. Through a variety of arguments, it is inferred that Une d´eterminationpr´ecisede la masse d’hydrog`enearrach´eeest the transits are due to dust emitted by a collection of planetesimals importante car si elle est faible, il est possible que l’hydrog`enene or asteroids. Subsequent ground-based observations have tracked puisse ˆetred´etect´e.Pour ce faire, nous avons mod´elis´el’interaction at least a dozen independent bodies via their dusty transits. Their entre une supernova et un compagnon de la s´equence principale orbital periods appear to be quite stable, and their disintegration afin de d´eterminerla masse d’hydrog`enearrach´eeau compagnon. lifetimes may be as short as weeks to as long as years. While there Certains r´esultatsdes simulations en 2-D effectu´eesavec le code is now a large collection of phase-tracking information about these FLASH seront pr´esent´es. bodies, the origin of asteroids in such short period orbits it is still unclear. I report on the observations to date, including the K2 dis- covery, six months of ground-based monitoring, and GTC searches 6.5 NIRPS et SPIRou; coup de d´epart for a wavelength dependence of the transit depths. et sprint final pour deux instru- 6.2 Une exploitation additionnelle du ments qui vont faire l’histoire catalogue de mouvement propre Etienne Artigau, Universit´ede Montr´eal LSPM pour l’´etudestatistique des Je pr´esenterai un ´etatdes lieux des travaux en cours sur deux instruments, NIRPS et SPIRou, qui seront install´es respectivement naines blanches au CFHT et sur le 4-m de l’ESO. Ces deux instruments visent des objectifs semblables: d´etecterles plan`etesdes naines M par Antoine Darveau-Bernier, Universit´ede Montr´eal v´elocim´etriedans l’infrarouge. De part leur contribution centrale dans ces deux projets, les chercheurs du CRAQ occuperont une Le catalogue de mouvements propres LSPM a d´ej`amen´e`a place unique dans la d´ecouverte des mondes habitables les plus pr`es l’identification de 333 nouvelles naines blanches `al’int´erieurd’un de nous ainsi que dans la pr´eparationdes grands projets d’imagerie volume de 40 pc autour du Soleil. Des crit`eresde s´electionbas´es d’exoplan`etes des prochaines d´ecennies. sur des diagrammes de mouvements propres r´eduitsainsi qu’une approche de moindres carr´esappliqu´esaux plus r´ecents mod`eles d’atmosph`ereont permis, d’une part, de poursuivre ce recense- ment avec succ`eset, d’autre part, d’´etudierla distribution des 6.6 BRITE-Constellation now in full naines blanches sur un large ´echantillon, sans se limiter `aun vol- ume donn´e. Pour ce faire, une m´ethode de 1/vmax est appliqu´ee bloom sur l’ensemble des objets du 6e relev´edu SDSS dans l’h´emisph`ere Tony Moffat, Universit´ede Montr´eal nord et poss´edant un mouvement propre de plus de 40 mas/ann´ee. La photom´etrie disponible pour chaque objet dans le 2MASS Point Some 12 years since the original conception, we are now drink- Source Catalog, la 6e version du catalogue GALEX, les catalogues ing from the proverbial firehose! As originally envisaged “the pri- Hipparcos et Tycho-2 et la base de donn´eesUSNO-B1.0 sont alors mary goal of BRITE-Constellation is to constrain the basic proper- utilis´es pour d´eterminer leurs param`etres atmosph´eriques. Un ties of intrinsically luminous stars – i.e. stars that most affect the 2 crit`eresur le χ est ensuite appliqu´eafin d’´eliminerles objets ayant ecology of the Universe – by measuring their oscillations on hour pollu´el’´echantillon de naines blanches, permettant de d´eterminer to month timescales, based on dual-broadband, ultra-high preci- une fonction de luminosit´e. Les objets pour lesquels des donn´ees sion photometric time-series from space”. This entails a variety of spectroscopiques sont disponibles sont utilis´es`ades fins de valida- projects, ranging from main-sequence OBAF stars to all kinds of tion. supergiants, along with red giants and various binaries. BRITE has now observed over 100 targets, with many more to come, and a flurry of publications is on the way. I will highlight some of the 6.3 Eclipse Timing as a Method to science so far. Determine Distance and Orbital Orientation. 6.7 The curious case of WR 148 Jason Rowe, Universit´ede Montr´eal Melissa Munoz, Universit´ede Montr´eal

We present a method to determine distance and orbital ori- WR 148 (WN8h) is a single lined spectroscopic binary with entation based on the timing of eclipses. The parallax effect from an established period of 4.3174d suspected to harbour either a low observations across large baselines combined with the orbital mo- mass B star or a black hole. We obtained two nights of spectra from tion of distant gravitationally bound systems produces observed the Keck Observatory at both quadratures complemented with sev- changes in the timing of observed eclipses. When viewing an eclips- eral other spectra from l’Observatoire du Mont-Megantque in the ing system from different locations the observed occurrence eclipse summers of 2014 and 2015. The high resolution and high signal- will vary, both linearly with the distance of the observer and lin- to-noise Keck spectra reveal the long time hidden companion’s ab- early with the angle of orbital orientation relative to the baseline sorption lines. Moving in anti-phase to the WR emission lines at of observations. Combining eclipsing time with an independent similar amplitudes, the mass ratio appears to be in the order of estimate of distance the projected orbital orientation can be de- unity. Considering an orbital inclination of 67 degrees, derived termined, or alternatively by examining a large sample of timed from previous polarimetry observations, its total mass would be a eclipsing systems a statistical measurement of a preferred orbital mere 2-3 Msol; an unprecedented result for a thought to be mas- plane can be determined. We present a simple framework to in- sive binary. We apply the shift and add technique to disentangle clude the effects of parallax, orbital motion and eccentricity and the spectra and obtain a companion spectra compatible with an discuss the required precision and potential observational strate- O4 spectral type. Assuming a typical for a O4V type, we obtain a gies and techniques. new orbital inclination of 20 degrees. Thus, WR 148 is indeed a massive binary system. 6.4 Simulation de l’impact d’une su- pernova de type Ia sur un com- 6.8 A BRITE view on the hot early pagnon stellaire O-type supergiant Zeta Puppis: Sylvain Turcotte, Bishop’s University Probing the photospheric drivers of its wind structures. Dans le mod`elecanonique d’une supernova de type Ia (SNIa), de la mati`ereriche en hydrog`enedevrait ˆetrearrach´eeau com- Tahina Ramiaramanantsoa, Universit´ede Montr´eal pagnon stellaire de la naine blanche et m´elang´ee`ala mati`erepau-

7 The hottest and brightest star visible to the naked-eye in the et la structure de leur source, qui ne peuvent ˆetre obtenues celestial sphere is the fast-rotator single runaway early-O-type blue diff´eremment. Le prochain polarim`etrede l’Observatoire du Mont- supergiant going under the name of Zeta Puppis. Owing to its M´egantic (POMM) est un instrument qui permettra `ases util- brightness, proximity and status of single star, Zeta Pup has be- isateurs d’obtenir de telles mesures, avec une pr´ecisionin´egal´ee. come a key star for understanding the properties of O-type stars Afin de faire un premier pas vers la livraison de l’instrument au and hot stellar winds. I will present the results of a coordinated t´elescope, ce dernier y a ´et´eutilis´ependant l’hiver 2014-2015, ce optical campaign aiming at probing the photospheric origins of qui a permis de recueillir des donn´eespr´eliminairessur quelques wind structures in Zeta Pup, involving long-term precision dual syst`emesbinaires. Les mesures prises ont ensuite ´et´etrait´eesafin band space photometry with the BRITE-Constellation nanosatel- d’en extraire les param`etresde Stokes Q et U et d’en calculer la po- lites and contemporaneous multi-site ground-based spectroscopic larisation lin´eairer´esultante. Les r´esultatsainsi obtenus ont rendu monitoring. The only period that comes out of the Fourier anal- possibles plusieurs caract´erisationset diagnostics qui ont men´e`a ysis of the BRITE light curves above the 4 sigma detection level la planification d’am´eliorations `aapporter `al’instrument en labo- in both red and blue filters is a 1.8 d period previously detected ratoire. Suite `aces modifications, POMM effectuera une mission by Coriolis/SMEI, but this time along with its first harmonic at d’ing´eni´eriecet ´et´eo`ules derniers ajustements y seront effectu´es. 21.6 h, resulting in a monoperiodic non-sinusoidal shape-varying Cette mission permettra aussi de mettre la main sur les premi`eres signal showing two consecutive bumps compatible with signatures donn´eesscientifiques de l’instrument. of rotational modulation due to the presence of bright spots at the stellar surface that would be the drivers of large-scale Corotating Interaction Regions in the stellar wind. The residual light curves 7.3 BISTRO & POL-2: Magn´e-tisme after removal of the 1.8 d signal show random variations coherent in both filter passbands that could be the signatures of random dans les pouponni`eresstellaires acoustic waves originating from a subsurface convection zone due to the partial ionisation of iron previously suspected to drive the Simon Coud´e,Universit´ede Montr´eal formation of clumps in the stellar wind. Le polarim`etre sous-millim´etrique POL-2, install´e sur la cam´era SCUBA-2 du t´elescope James Clerk Maxwell, promet 6.9 Iota Orionis: The Most Massive d’ouvrir une nouvelle fenˆetreafin de comprendre le magn´etisme dans le milieu interstellaire. L’´equipe impliqu´ee dans la car- Hearbeat act´erisationde l’instrument a fait des avanc´eesimportantes dans les derniers mois, et je pr´esenterai les premiers r´esultatsscien- Herbert Pablo, Universit´ede Montr´eal tifiques obtenus pendant ce temps de mise en marche. Avec ces r´esultats encourageants, `ala fois les projets individuels et les Heartbeat stars are a unique class of binary stars defined char- grandes ´etudes(surveys) bas´eessur l’utilisation de POL-2 pour- acteristic dip and spike around periastron. This is caused when the ront commencer d`escet automne. En particulier, l’´etudeBISTRO eccentricity is high and the stars are actually close enough to cause profitera de la sensitivit´ein´egal´ee de SCUBA-2 afin de sonder significant tidal effects. While these stars have been theorized for les champs magn´etiquesdans les r´egionsde formation d’´etoiles over 20 years, it was not until the Kepler mission that any star was de la ceinture de Gould. Cela nous informera `asur l’efficacit´e known to show this effect. With data from BRITE-constellation d’alignement des grains de poussi`ereinterstellaire et sur l’effet que project we have now found the most one such heartbeat : Iota ces champs magn´etiquesont sur la fragmentation des filaments Orionis. After extensive binary modeling of this system we can denses des nuages mol´eculairesg´eants. confirm that this is the most massive heartbeat system that has yet been discovered. We will also discuss the frequency analysis of this system which shows clear tidally induced pulsations that, to our knowledge, have never been seen in an O star before. 7.4 The PALFA Survey and a Search for Slow Pulsars 7 Instrumentation & Applica- Emilie Parent, Universit´eMcGill I will be discussing the PALFA pulsar survey, the largest sur- tions vey of the galactic plane to date, conducted at Arecibo Telescope and a new addition to the processing routines applied to the ob- 7.1 Un nouvel outil de calibration servations to help discover slowly rotating pulsars. Those are more difficult to detect because of ruinous RFI (man-made interference), pour les cam´erasde VERITAS particularly dammaging when searching for periodic signals with periods larger than 100ms. I will discuss how this new implemen- Etienne Bourbeau, Universit´eMcGill tation operates and why discovering new long-period pulsars is important and exciting. VERITAS est un observatoire de rayons gamma ayant re- cours `ala technique d’imagerie par rayonnement Tcherenkov at- mosph´erique. Grˆace`aun ensemble de quatre t´elescopes ´etabli pr`es de Tucson en Arizona, cet instrument est capable de recon- 8 Divers / Others struire l’´energieet l’origine de photons gamma dans le r´egimedes tr`eshautes ´energies(85 GeV `a¿30 TeV). Afin d’effectuer un suivi quotidien des performances des cam´erasde chaque t´elescope, un 8.1 Diversit´een astrophysique: ate- syst`emede calibration bas´esur des diodes ´electroluminescentes UV fut mis en place en 2010. Je pr´esenterai le d´eveloppement d’une lier interactif - Diversity in Astro- nouvelle g´en´erationde ces lampes DEL, qui vise principalement `a am´eliorer notre compr´ehensiondu fonctionnement des cam´erasen physics: interactive workshop mode ”gain r´eduit”. Julie Hlavacek-Larrondo, Universit´ede Montr´eal

Vous ˆetestous invit´es`aassister `aun conf´erencequi portera 7.2 Un nouveau polarim`etreau Mont- sur les enjeux li´es`ala diversit´een astrophysique. Cette conf´erence M´egantic s’adresse `atous les membres du CRAQ (´etudiant, professeurs, per- sonnel de soutien). Julie Hlavacek-Larrondo animera la conf´erence, Mike Duchesne, Universit´eLaval et pr´esentera en premier lieu un r´esum´edes statistiques portant sur la diversit´een physique et astrophysique, suivi d’un atelier inter- La mesure de la polarisation d’un objet astronomique est actif. La conf´erencesera en anglais, mais les diapositives seront un outil permettant d’obtenir des informations sur la g´eom´etrie en fran¸cais.Bienvenue `atous!

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