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Publié le : jeudi 21 juillet 2011
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Contenu des enseignements Transfert de rayonnement, physique des atmosphères stellaires et planétaires(18h + 36h TD/TP) Marianne Faurobert (Professeur, Laboratoire FIZEAU/UNSA)  Introduction au transfert radiatif : 1. Caractérisation des spectres stellaires. 2. Processus de rayonnement. 3. Equation de transfert. 4. Approximation de diffusion. 5. Atmosphère grise en équilibre radiatif.  Modèles d’atmosphères en équilibre thermodynamique local : 1. Rappels sur l’ETL . 2. Solution formelle de l’équation de transfert. 3. Calculs théoriques des spectres continus stellaires et planétaires.  Formation des raies spectrales : 1. Opacité, coefficients Einstein. 2. Rappels de spectroscopie. 3. Formation des raies spectrales à l’ETL et hors ETL. 4. Probabilité d’échappement, thermalisation. 5. Equation intégrale pour la fonction source.  Phénomènes hors ETL dans les enveloppes et les vents stellaires : 1. Perte de masse. 2. Pression de radiation. 3. Formation des raies spectrales dans un vent stellaire, approximation de Sobolev. 4. Diagnostics spectroscopiques.  Transfert de rayonnement polarisé : 1. Paramètres de Stokes. 2. Equation de transfert pour la lumière polarisée. 3. Effet Zeeman, effet Hanle, diagnostic des champs magnétiques. Des travaux pratiques et travaux dirigés d’analyse de spectres stellaires seront réalisés pour mettre en oeuvre certaines méthodes de diagnostics spectroscopiques vues en cours. Formation et évolution stellaire et planétaire Tristan Guillot (Chargé de Recherche, Laboratoire CASSIOPEE/OCA)  Quelques rappels d'hydrodynamique des systèmes autogravitants : 1. Les équations de conservation. 2. L'équation de Poisson. 3. L'hydrostatique. 4. La rotation  L'évolution quasistatique des étoiles : 1. Les solutions simples. 2. Rappel: les polytropes. 3. L'évolution préséquence principale des étoiles: Chemin de Hayashi, zone d'exclusion. 3. La ZAMS (Zero Age Main Sequence). 4. Diagramme masserayon des étoiles.  L'évolution stellaire: les phases avancées. 1. Evolution dans le diagramme HR. 2. Echelles de temps. 3. Nucléosynthèse: quelques bases.  L'évolution quasistatique des naines brunes et planètes géantes : 1. Rappel: l'équation d'état d'un gaz d'électrons dégénérés. 2. Contraction et refroidissement des naines brunes et planètes géantes. 3. Diagramme masserayon des objets substellaires. 4. L'importance de l'irradiation. 5. Structure des planètes géantes irradiées (les exoplanètes). 6. Les exoplanètes connues; chemin de Hayashi pour les planètes. 7. Diagramme masserayon des planètes irradiées.  La formation stellaire : 1. La fonction initiale de masse (IMF). 2. Les nuages moléculaires. 2. La masse de Jeans. 3. Les protoétoiles; Classes 0, 1, 2, 3. Les disques protoplanétaires. Echelles de temps, l'évolution des disques. 4. Simulations numériques. Etoiles simples, Etoiles binaires. Les naines brunes  La formation des planètes géantes. 1. Structure des disques protoplanétaires et accrétion. 2. L'effondrement gravitationnel du gaz. Le paramètre de Toomre. Le modèle de Cameron. 3. L'équilibre noyau protoplanétaire  gaz du disque. Modèles de Mizuno, de Stevenson. La
masse critique. 4. La formation d'une planète géante. Le modèle de Pollack. L'arrêt de la croissance planétaire  Expliquer les exoplanètes: quelques pistes.  Des étoiles aux planètes : Formation des éléments lourds dans la Galaxie, et formation planétaire. Physique des disques protoplanétaires Paolo Tanga (Astronome Adjoint, Laboratoire CASSIOPEE/OCA)  Gaz et poussières : premières étapes de la formation planétaire. 1. Le disque turbulent Observations: signatures de la présence de la turbulence dans les disques 2. Origine de la turbulence 3. Caractéristiques de la turbulence dans les disques  Le couplage entre gaz et solides : 1. La description eulérienne du champ de densité, écoulements couplés, traceurs actifs et passifs. 2. Les équations lagrangiennes, Maxey & Riley, systèmes en rotation, le cas limite des particules lourdes, diffusivité turbulente  La croissance des particules : Equation de Smoluchovski, la turbulence paramétrisée et ses effets. La formation d'agrégats: expériences de laboratoire et numériques.  Une synthèse du disque "classique" : 1. Distribution verticale des solides. 2. Dynamique d'ensémble. 3. Instabilité de Kelvin Helmoltz dans le plan médian. 4. Le disque en évolution  Vers une description lagrangienne. 2. Rôle des structures. 3. Echelles de temps du transport. 3. Modèles théoriques et résultats numériques. 4. Zones préférentielles pour la formation planétaire? Les instabilités gravitationnelles : L'instabilité du disque de solides Modèles d’univers et Astrophysique extragalactique (18h) Eric Slézak (Astronome, laboratoire CASSIOPEE/OCA) I Les modèles d’Univers :  Les concepts fondamentaux : 1. Le principe cosmologique. 2. Une science relativiste.  Le modèle cosmologique standard. 1. La relativité générale et les espaces Riemanniens. 2. La métrique de RobertsonWalker, propriétés géométriques et cinématiques. 3. Les équations d’Einstein et les modèles homogènes de Friedmann. 4. La dynamique : temps cosmique, formule de Mattig et indicateur de distance. 5. Horizon, constante cosmologique et quintessence.  Histoire thermique de l’univers : 1. La nucléosynthèse primordiale. 2. Le fond diffus d’origine cosmologique.  Formation des structures dans l’univers : 1. Instabilité gravitationnelle et critère de Jeans. 2. Le spectre des fluctuations primordiales. 3. Les scénarios hiérarchiques de croissance. La réoinisation. II La physique des galaxies.  Composantes en jeu : 1. Structures et scénario de formation dans le contexte cosmologique. 2. Les étoiles : distribution et gradients, dispersion de vitesse. 3. Le MIS/ poussières (extinction), gaz (les nuages HI, les régions photoionisées) 4. Schémas de classification.  Caractérisations : 1. Cinématique : courbe de rotation et champs de vitesse. 2. Paramètre de forme et grandeurs physiques : SEDs, taille, masse. 3. Systèmes autogravitants : sphères isothermes, modèles de King, profil NFW. 4. Relations d’échelle : TullyFisher, plan fondamental, BH mass. 5. Propriétés globales : fonctions de luminosité, relation couleur/densité.  Evolution dynamique : 1. Dynamique stellaire : critère de Toomre, ondes de densité. 2. Rôle des barres : formation , orbites dans un potentiel barré, réponse du gaz. 3. Interactions entre galaxies :
effets de marée, fusion. 4. Interaction dans les amas. Impacts sur la morphologie et la formation stellaire.  Evolution spectrophotométrique et chimique : 1. Concepts de base : équation de Tinsley, IMF. 2. Modèle de synthèse évolutive. 3. Couleurs et taux de formation stellaire. 4. Couleurs et redshift. Magnétohydrodynamique et plasma(18h) Thierry Passot (Directeur de Recherche, Laboratoire CASSIOPEE/OCA)  Introduction : 1  Définition d'un plasma. 2. Echelles et temps caractéristiques  Dérivation macroscopique des équations de la MHD : 1. Rappel de mécanique des milieux continus. 2. Equations de bilan et approximations des équations de Maxwell  Dérivation microscopique des équations de la MHD : 1. Equation de Liouville. 2. Equation de Vlasov. 3. Equations pour la hiérarchie des moments fluides. 4. Problème de fermeture  Ondes et chocs MHD : 1. Linéarisation des équations de la MHD en présence d'un champ magnétique uniforme. 2. Propriétés des ondes d'Alfven et magnétosonores. 3. Conditions de sauts à la traversée de discontinuités  Equilibres MHD : 1. Quelques exemples d'équilibres simples: champs potentiels et "sans force". 2. Atmosphère stratifiée. 3. Instabilité de Parker  Application aux nuages interstellaires : 1. Théorème du viriel 2. Stabilité des nuages. Protostellaires. 3. Diffusion ambipolaire. 4. Les deux grands scénarii de formation stellaire  Effet Dynamo : 1. Introduction. 2. Phénomène de reconnection. 3. Méthode multiéchelle. 4. Calcul explicite de l'effet alpha  Effets dispersifs : 1. Loi d'Ohm généralisée. 2. L'effet Hall et son effet dispersif sur les ondes d'Alfvén. 3. Dérivation de l'équation de DNLS. 4. Dérivation de l'équation de Schrödinger nonlinéraire. 5. Instabilité modulationnelle Gravitation relativiste II (18h) Bertrand Chauvineau (Astronome Adjoint, Laboratoire ARTEMIS/OCA) Ce cours fait suite au cours Théorie des champs, Gravitation de M1.  Compléments mathématiques : 1. Déviation géodésique. 2. Dérivée de Lie. 3. Isométries et vecteurs de Killing. 4.Vecteurs de Killing et lois de conservation. 5. Vecteurs de Killing et géodésiques.  Champ gravitationnel faible : 1. Compléments mathématiques : changement de coordonnées infinitésimal. 2. Champ gravitationnel faible. 3. Cas particulier de changement de coordonnées. 4. Jauge harmonique.  Equation d'Einstein en champ faible : 1. Calcul des tenseurs de courbure. 2. Equation d'Einstein linéarisée en jauge de Lorentz.  Lois de conservation : 1. Rappels. 2. Espace asymptotiquement plat. 3. Impulsion d'un système. 4. Réécriture des équations linéarisées. 5. Impulsion et masse d'un système (définitions) : Cas d'un champ faible, cas d'un espacetemps asymptotiquement plat. 6. Pseudotenseur énergie impulsion  Ondes gravitationnelles : 1. Solution des équations et jauge TT. 2. Décomposition en ondes planes et jauge TT. 3. Equations de jauge et d'Einstein. 4. Jauge TransverseTraceless. 5. Propriétés de la jauge TT. 6. Etats de polarisation d'une onde plane. 7. Construction de la jauge TT. 8. Rayonnement gravitationnel et évolution des systèmes gravitationnels.
 Cas d'une source champ faible en évolution lente : 1. Multipôles. 2. Identités utiles. 3. Solution. 4. Energie gravitationnelle perdue par une étoile double.  Métrique de Kerr : 1. La métrique. 2.  Le champ à grande distance. 3. Interprétation des coordonnées. Géométrie de Kerr. 4. Singularités. 5. Coordonnées quasisphéroïdales et géométrie de Kerr. 6. Surfaces limites : Limites de staticité, Horizons.  Extension maximale de la géométrie du trou noir : 1. Variété d’extension maximale. 2. Application à la forme isotrope de la métrique de Schwarzschild. 3. Trou noir de Schwarzschild : Forme de Kruskal de la métrique, Extension maximale de la métrique de Kruskal. 4. Collapse gravitationnel. 5. Diagramme de Penrose, Trou noir de Kerr, Trous noirs chargés. 6. Solution de ReissnerNordstrom, Solution de KerrNewman.  Exercices Instruments et méthodes d’observation(18h + stage OHP) Daniel Bonneau & Yves Rabbia & M. Chadid(Astronomes, Laboratoire FIZEAU/UNSA)  Repérage spatiotemporel des astres  Télescopes (configurations optiques, montures, sol et espace, …)  Radiométrie : 1. Effets de l'atmosphère terrestre. 2. Détection, signaux, bruits  Méthodes : 1. Imagerie. 2. photométrie. 3. Spectrophotométrie. 4. Polarimétrie. 5. Quelques mots sur l’interférométrie. Un stage d’observations spectroscopiques d’étoiles sera effectué à l’Observatoire de Haute Provence, sous la responsabilité de Philippe Mathias (astronome adjoint, Laboratoire Fizeau) Méthodes numériques et mathématiques pour l’astrophysique(18h + 12h TP) Gilles Nicollini(Maître de Conférences, Laboratoire FIZEAU/UNSA) Dimitri Laveder(Ingénieur de Recherche CNRS, Laboratoire CASSIOPEE/OCA)  Introduction : 1. Représentation des nombres en machine. 2. Sources d'erreurs.  Intégration numérique : 1. Méthodes des trapèzes. 2. Simpson. 3. Romberg  Interpolation : 1. Lagrange. 2. Splines.  Résolution de système linéaires : 1. Jacobi. 2. GaussSeidel. 3. Singular Values décomposition  Transformées de Fourier : 1. TF Discrètes. 2. Algorithmes rapides (FFT)  Équation différentielles ordinaires : 1. Euler. 2. PredictorCorrector. 3. RungeKutta.  Équation différentielles partielles : 1. Conditions de stabilité. 2. Différences finies. 3. Méthodes spectrales TP :  ondes dispersives  MHD :  étoile polytropique  atmosphère plan parallèle grise  milieu purement diffusif avec Monte Carlo Analyse des données astrophysiques. Observatoire Virtuel.(18h + 12 hTP) Eric Slézak (Astronome, Labaoratoire CASSIOPEE/OCA) Thierry Corbard (Astronome adjoint, Laboratoire CASSIOPEE/OCA)
 Eléments de statistique : 1. Probabilité et fréquences. 2. Définition d’une statistique, estimation de l’espérance et de la variance. 3. Tests de distribution (cas Gaussien) 4. Intervalles de confiance. 5. Comparaison de grandeurs.  Estimation de paramètres statistiques. 1. Contexte. 2. Estimateur de variance minimum. 3. Principe du maximum de vraisemblance. 4 . Réduction du biais statistique. 5. Distribution de paramètres dérivés.  Ajustement de modèles : 1. Estimation par le maximum de vraisemblance. 2. L’approche des moindres carrés. 3. Tests de validité.  Analyse multivariées : 1. Dépendances entre variables. 2. Régressions. 3. Analyse en composantes principales. 4. Analyse en composantes indépendantes.  Classification : 1. Définition et distribution des variables. 2. Distances et similarités. 3. Techniques d’analyse de nuées. 4. Approche Bayésienne ; réseaux de neurones. 5. Lien entre classification et modélisation.  Processus de points : 1. Définition et relation entre distribution discrète et continue. 2. Le processus de Cox et dérivés. 3. Modèles de Noronoï et Delauney. 4. Processus de points multivariés. 5. Processus de points marqués.  Quelques statistiques spatiales d’intérêt (espace euclidien). 1. Fonction de corrélation à N points. 2. Comptages en cellules et probabilités de vide. 3. Indicateurs topologiques et fonctionnels de Minkowski. 4. Percolation et arbre de recouvrement minimal. Travaux pratiques : 1) Appliquation de l'analyse statistique à l'analyse spectrale d'un signal héliosismologique (sous IDL) 6h 2) Observatoire Virtuel: Familiarisation avec les concepts et les outils (Registries, portail ALADIN, VOSPEC, VOPLOT, VISIVO) (3h) Exemple d'application: accès aux bases de données, utilisation d'outils d'analyse statistique et de tracé. (3h) Physique fondamentale et instrumentation(18h + 12 h TP) JeanYves Vinet(Directeur de Recherche CNRS, Laboratoire ARTEMIS/OCA) A travers deux expériences de détection d’ondes de gravitation (Virgo et LISA), on examine certaines limitations fondamentales de la métrologie. Les problèmes discutés sont rencontrés dans les autres expériences de Physique Fondamentale ou d’Astrophysique, au sol ou dans l’espace, ce qui donne un caractère de généralité au cours. L’instrumentation en vue de tests de haute précision met en jeu des modèles physiques très variés (Optique quantique, Thermodynamique, Orbitographie….) et des techniques numériques tout aussi variées, qui peuvent éventuellement être recyclés dans d’autres contextes. Plan du cours (9 x 2h) : 1) Ondes de gravitation dans les domaines basses et hautes fréquences. Sources astrophysiques (binaires de trous noirs ou d’étoiles à neutrons) 2) Principes de l’interférométrie classique. Bruit quantique, Michelson. 3) Cavités résonantes, aspects spectraux, aspects modaux 4) Interféromètres à ondes gravitationnelles 5) Le système LISA en orbite 6) L’interférométrie numérique
7) La sensibilité spectrale de LISA 8) Traitement des données des interféromètres à ondes gravitationnelles 9) Traitement des données de LISA TP (3 x 4h) : 1) Modèles numériques de propagation de la lumière 2) Modèles numériques de cavités 3) Noyau du simulateur « LISACode » Problèmes inverses et traitement du signal II.(18h + 12h TP) Andrea Ferrari (Professeur, Laboratoire FIZEAU/UNSA) Cédric Richard (Professeur, Laboratoire FIZEAU/UNSA) Céline Theys (Maître de Conférences, Laboratoire FIZEAU/UNSA)  Théorie de la détection et classification : 1. Performances d’un détecteur, courbes CORE, rapport de vraisemblance. 2. Réduction des dimensions des données. 3. Méthodes statistiques, fonction discriminantes, classification non supervisée.  Problème inverse (solution) : 1. approche Bayésienne, déconvolution en imagerie. 2. Bruits en optiques. 3. Algorithmes itératifs.  Analyse tempsfréquence et tempséchelle : 1. Représentations tempsfréquence, groupe de Cohen. 2. Représentations tempséchelles, Transformée en ondelettes continue. 3. Transformées discrètes et analyses multirésolutions. Travaux Pratiques : Déconvolution d’images Histoire des idées en physique(12h + 20 h TPE) Christian Bracco(Maître de Conférences, Laboratoire FIZEAU/UNSA) *La vitesse de la lumière (3h) :Roemer (satellites de Jupiter), Bradley (recherche d’un effet de parallaxe, aberration, nutation), Bessel, Fizeau (mesure terrestre de la vitesse de la lumière, effet DopplerFizeau), Foucault, paradoxe d’Olbers. *Lumière et quanta (3h) :Planck, Einstein suivi de "les quanta dans la relativité d'Einstein". Triomphante avec la théorie de Fresnel, puis avec la description électromagnétique de la lumière par Maxwell, la théorie ondulatoire de la lumière peine à interpréter la courbe du rayonnement du corps noir dans le domaine des courtes longueurs d’ondes (« catastrophe ultraviolette »). Nous verrons comment Planck introduit une discontinuité essentielle dans les interactions de la lumière et de la matière, et comment Einstein en fait une interprétation corpusculaire de la lumière, interprétant avec succès l’effet photoélectrique. Finalement, nous verrons comment les quanta d’Einstein sont peutêtre au coeur de la relativité restreinte. *Le principe de moindre action pour la lumière et la matière ; d’un principe téléologique à une physique axiomatique (6h) :(Fermat), Leibniz, Maupertuis, Euler, Lagrange, Hamilton, Helmholtz, Poincaré (relativité restreinte), Hilbert (relativité générale). On se propose dans ce cours de suivre comment le principe de moindre action issu de problématiques de la mécanique (céleste en particulier) et de l’optique géométrique s’est formalisé sous l’impulsion de mathématiciens (Euler, Lagrange, Hamilton) dans la première moitié du XIXème siècle avant de se retrouver dans de nouveaux domaines de la physique (hydrodynamique, thermodynamique, électromagnétisme) en particulier avec Helmholtz. Poincaré élaborera une dynamique relativiste à partir de l’invariance de l’action et du postulat de relativité, et Hilbert suivra une démarche analogue pour retrouver les équations de la
relativité générale d’Einstein en 1915. Audelà de l’application et de la généralité du principe de moindre action, on pourra s’interroger sur le sens physique de la notion d’action. Exobiologie(12h + 20h TPE) Martine AdrianScotto L’exobiologie recouvre l’étude de l’origine, de l’évolution et de la distribution de la vie dans l’univers, la vie terrestre servant de référence dans la recherche de vie extraterrestre. Cette discipline relativement jeune et résolument inter disciplinaire fait intervenir des physiciens, des chimistes, des biologistes, des géologues. C’est exactement ce que nous illustrons au travers de ce cours, à travers une présentation (succincte) de la discipline.  Introduction générale à l’exobiologie (ou astrobiologie) : de la vie sur terre à la vie dans l’univers,Martine AdrianScotto 1. L’énigme du passage à la vie. 2. Introduction à l’exobiologie. Quelques repères. 3. La matière première des premiers automates : Les filières terrestres, Les sources extraterrestres. 4. La recherche de vie extraterrestre (Mars, Europe, Titan, les exoplanètes) Du Big Bang aux molécules de la vie . Chimie prébiotique de base,Uwe Meierhenrich (5h) : 1. Formation des molécules organiques extraterrestres. 2. Les acides aminés face au voyage spatial (missions Rosetta, ExoMars). 3. Chiralité et origine de l’homochiralité  De l’évolution moléculaire à la vie cellulaire,Didier Forcioli(3h) : 1. Une définition du vivant ? 2. Des réplicateurs à la cellule  Origine de la vie sur Terre  Comment retrouver les traces de la vie primitive? Chrystele Verati(2h) : 1. Conditions d'émergence de la vie sur la Terre primitive (composition de l'atmosphère, climat, bombardement...) 2. Le rôle possible des catalyses minérales dans l'apparition de la vie. 3. Les organismes extrêmophiles dans l'histoire de la vie terrestre. 4. Les premières traces de la vie sur Terre : Les fossiles microbiens les plus anciens sur Terre, Mécanismes de biominéralisation et biosignatures. 5. Les traces de vie dans les météorites : mythe ou réalité ? Matière organique et météorites Populations stellaires, évolution des galaxies (18h) Frédéric Thévenin (Directeur de Recherche CNRS, Laboratoire CASSIOPEE/OCA)  Historique  Classification spectrale et rudiment de photométrie, étude du diagramme HR  Panorama des objets galactiques et leur rôle dans l’évolution chimique de la matière : 1. Les étoiles, les nébuleuses, le milieu interstellaire. 2. Les populations stellaires PopI, II, III. 3. Les différentes composantes d’une galaxie, les différentes galaxies  Analyse détaillée d’une étoile tardive : 1. Choix de la résolution d’un spectrographe. 2. Détermination d’une Teff, log g. 3. Analyse d’abondances, ETL et NETL  Utilisation des abondances pour l’étude de l’évolution chimique de la Galaxie : 1. Utilisation comme traceur temporel du fer et de l’oxygène. 2. Diagrammes [élément chimique/Fe]. 3. Le cas des éléments légers : Li, Be, B. 4.  Les étoiles à exoplanètes : 1. Approche de la théorie de la formation des éléments légers. 2. Notions sur les rayons cosmiques et sur le modèle de Fermi. 3. Application aux abondances du Li, Be, B : modèle de Meneguzzi, Audouze, Reeves. 4. Le modèle à composante froide. 5. Conclusion sur ces éléments légers et le BigBang.  Les régions HII et les Nébuleuses Planétaires : 1. Modèle de la sphère de Strömgren. 2. Application à l’analyse d’abondance de la matière de ces objets. 3. Exemple : détermination
de l’abondance Y d’hélium dans les galaxies lointaines. 4. Valeur primordiale d’Y : conclusion sur le BigBang en relation avec les éléments légers.  Evolution chimique de la matière dans une galaxie : 1. Le modèle de Tinsley, Maeder, Pagel. 2. Modèle de la boîte fermée avec l’approximation du recyclage instantané. 3. Application au problème du « Gdwarf » : influence de l’accrétion. 4. Application aux étoiles du halo : influence du vent galactique. 5. Etude du taux de formation stellaire dans l’Univers, diagramme de Madau Evolution Stellaire(18h + 12h TP) Richard Monnier(Professeur, Laboratoire FIZEAU/UNSA)  Etoiles variables [2h] : 1. les différentes classes d'étoiles pulsantes. 2. Echelles de temps, relation Prho  Hydrodynamique [3h] : 1. Equations de conservation. 2. Approche perturbative. 3. modes p&g  Theorie Linéaire Adiabatique [2h] : 1. déplacementsolution des équations. 2. Conditions aux limites. 3. modes de pression et de gravité  Propriétés des oscillations [3h] : 1. liens avec la structure interne. 2. le "modetrapping". 3. Evolution stellaire: avoidedcrossing  Quelques cas [2h] : 1. comportement asymptotiques. 2. influence de la rotation. . 3. relations périodesluminosité  Mécanismes d'excitation [2h] : 1. mécanismes d'opacité. 2. excitation stochastique. 3. bandes d'instabilité.  Identification des modes de pulsation [2h] : 1. méthodes photométriques, spectroscopiques & interférométriques  Interaction pulsation/évolution: perte de masse [2h] Formation et évolution dynamique des systèmes planétaires(18h) Aurélien Crida (Maître de Conférence, UNSA/OCA) L'accrétion des embryons planétaires et des noyaux des planètes géantes: 1. Disque de gaz et planétésimaux. 2. le processus de croissance exponentielle (runaway). 3. le processus de croissance oligarchique. 4. conditions, résultats, distributions.... La migration de type I: 1. le sillage. 2. échange de moment cinétique. 3. le couple différentiel. 4. le buffer de pression, temps de migration, 5. le problème de la perte des noyaux. 6. turbulence MHD, migration stochastique, excitation des excentricités et problèmes pour la croissance exponentielle. 7. la structure du disque MHD: zones actives et mortes. 8. le couple de corotation, le piège à planètes à la frontière de la zone morte. Croissance d'une planète géante(intervention de Tristan Guillot) 1. L'ouverture d'un sillon par une planète géante, couples en jeux 2. conditions pour l'ouverture d'un sillon. 3. tailles et profondeurs des sillons La migration de type II: 1. principe. 2. vitesse de migration . 3 lien avec la distribution M,a des exoplanètes. 4. modèles de LinIda et Alibert et al. 5. l'évolution globale du disque (équations de LyndenBell et Pringle). 6. migrations hybrides. 7. ouverture d'une cavité centrale dans le disque. 8. cavités de gaz, cavités de poussières La migration de type III ou en runaway: 1. le couple de corotation dû au mouvement relatif du gaz et de la planète. 2. déficit de masse coorbital. 3. conditions pour une migration
en vitesse exponentielle. 4. conséquences, évolution de l'excentrité. 5. planètes peu massives. 6. planètes massives. 6. disques excentriques Systèmes à plusieurs planètes: 1. effets répulsifs entre noyaux planétaires. 2. capture en résonance de moyen mouvement des planètes en migration différentielle. 3. le cas Jupiter Saturne Evolution après la disparition du gaz: 1. migration planétaire induite par un disque de planétésimaux, cas à une planète, à 2 planètes, cas multiplanètes: le système solaire. 2. mode de migration: forcée, amortie; exemples. 3. capture en résonance des planétésimaux. 4. sculptage d'un disque de débris. 5. les effets du bord du disque; le cas du système solaire. 6. la ceinture de Kuiper : structure observée, structure à expliquer. 7. le modèle de Malhotra, le modèle de Gomes, érosion collisionnelle ou invasion dynamique? 8. la formation du nuage de Oort. 9. le nuage interne: formation du soleil au sein d'un amas, le nuage externe La formation des planètes telluriques :1. Evolution dynamique d'un système d'embryons. 2. collision géantes: la formation de la Lune 3. systèmes résultants: orbites, temps de formation. 4. l'effet de la friction dynamique exercée par les planétésimaux. 5. l'effet de l'excentricité des planètes géantes, comparaison avec les contraintes chronologiques. 6. le sculptage de la ceinture des astéroides. 7. origine de l'eau sur Terre, comparaison avec les contraintes géochimiques. 8. exoplanètes telluriques : formation en présence des différents systèmes de planètes géantes. Formation en présence d'un Jupiter chaud, le concept d’ habitabilité Instabilites planétaires: 1. concept et exemple. 2. connection avec la distribution a,e des exoplanètes, le modèle de Adams. 3. instabilités tardives. 4. le grand bombardement tardif des planètes telluriques : contraintes et évidences, le modèle `de Nice', le modèle de Nice et la ceinture de Kuiper. Excès infrarouge tardif pour étoiles de la séquence principale. Petits corps du système solaire(18h) Philippe Bendjoya (Maître de Conférences, Laboratoire FIZEAU/UNSA) I. Astéroïdes : 1. Physique : dynamique: résonance, effets non gravitationnels, physique des collisions. 2. Classification : dynamique, taxonomique, familles collisionnelles, réservoirs de comètes. 3. Les données Observationnelles : imagerie, Photométrie, polarimétrie, spectroscopie II. Comètes : 1. Description. 2. Physique : dynamique, physique du dégazage, effet de marée. 2. Classification : réservoirs, familles. 2. Les données observationnelles : imagerie, photométrie, polarimétrie, spectroscopie. III. Interactions entre notre planète et les petits corps. Optique atmosphérique. Optique adaptative.(24h + 12h TD + 12h TP) Marcel Carbillet (Maître de Conférences, Laboratoire FIZEAU/UNSA) Aziz Ziad (Professeur, Laboratoire FIZEAU/UNSA) Optique Adaptative en Astronomie : L'enseignement "Optique Adaptative en Astronomie" que nous proposons est composé de cours, de TDs de modélisation/simulation sur machines et de TP sur banc optique. Le cours est composé de 4 séances de cours classique de 2h et de deux séances de 2h portant sur des systèmes existants ou en cours de construction particulièrement intéressants et pour lesquels l'intervention d'extérieurs est projetée :ONERA pour NAOS sur VLT et SAXO (AO extrême de SPHERE, VLT), Observatoires de Padoue ou Arcetri pour WLBT (AO classique du LBT) et NIRVANA (OA multiconjuguée du LBT).
Les TD (4x 3h) seront quant à eux effectués sur machines, et à l'aide de la suite logiciel CAOS (http://wwwluan.unice.fr/caos/). Pour les travaux pratiques, l’objectif est de permettre aux étudiants de se familiariser avec les trois composantes essentielles de tout système d'OA : l'analyseur de surface d'onde (ASO), le miroir déformable et la boucle de correction. L'analyse de surface d'onde à partir d'un dispositif ShackHartmann se fera simultanément avec un module de l’instrument GSM pour intercalibrer. Cette étude sera menée avec des conditions de turbulence simulée par des écrans de phase en rotation avec la possibilité de changer la vitesse de rotation. L'étude du miroir déformable se fera au moyen du senseur de front d'onde pour analyser la linéarité de sa réponse. La dernière partie sera consacrée à la boucle de correction : tout d'abord sur un écran statique et ensuite en faisant évoluer le front d’onde pour une correction en boucle fermée. Cours:  Principes de l'OA : correction en temps réel de la turbulence atmosphérique sur l'image (dé!)formée.  Budget d'erreur postOA et zoologie des systèmes d'OA.  Notion de qualité de correction d'un système d'OA.  Morphologie de la PSF postOA.  Analyse de surface d'onde, bruits de mesure.  ShackHartmann vs. pyramide, CCD vs. L3CCD, tiptilt or not tiptilt.  Reconstruction de surface d'onde, filtrage.  Correction de surface d'onde, miroirs déformables.  Dimensionnement d'un système d'OA.  Modélisation numérique, analyse de performance.  OA et site d'observation, OA et objectifs scientifiques.  OA et imagerie, OA et spectroscopie, OA et interférométrie.  OA extrême et imagerie à très haut contraste.  OA à étoile laser artificielle et couverture du ciel.  OA "groundlayer" et imagerie grandchamp, OA multiconjuguée.  Exemples de systèmes existants ou en projet (NAOS, SAXO, WLBT, NIRVANA, etc.) : séminaires par des intervenants extérieurs (ONERA, Observatoires d’Arcetri, Padoue) TDs sur machine : *Atmosphère turbulente, résolution angulaire, sensibilité, OA idéale, erreur d'anisoplanétisme. *Calibration d'un système d'OA, ASO, miroir déformable, matrice d'interaction. *Reconstruction, filtrage, correction. *Performance d'un système d'OA classique, erreurs et bruits. *Simulation d'un système d'OA extrême sur un télescope de la classe 8m. *Performance pour la détection d'exoplanètes. *Simulation d'un système d'OA "groundlayer" en antarctique. *Performance pour l'imagerie grandchamp. TPs sur banc optique : (12h) TP1 :Etude d’un analyseur de surface d’onde de type ShackHartmann TP2 :Etude d’un miroir déformable TP3 :Correction de surfaces d’onde par un système d’Optique Adaptative en boucles ouverte et fermée.
Optique atmosphérique: (12h) 1. Observations astronomiques à travers l’atmosphère terreste : Relation ObjetImage, Filtrage TélescopeAtmosphère. 2. Les fluctuations de phase : Propagation et Amplitude complexe au sol, Fonction de structure de la phase, Densité spectrale des fluctuations de phase. 3. Propriétés statistiques de la turbulence atmosphérique : Les modèles : Rappel sur les propriétés statistiques de la turbulence dynamique : Théorie de Kolmogorov, Analyse statistique des fluctuations de température, Analyse statistique des fluctuations de l’indice de réfraction de l’air, Fonction de structure de la phase, Densité spectrale des fluctuations de phase, Les autres modèles. 4.Analyse statistique au 2ndordre de l’amplitude complexe au sol : Relation entre le 2ndmoment de l’amplitude complexe et la fonction de structure des fluctuations de phase, Effet d’une échelle externe de cohérence spatiale finie, La cohérence spatiotemporelle, La cohérence spatioangulaire, La cohérence spatiochromatique. 5. Caractérisation des fronts d’onde : Les fluctuations d’Angled’Arrivée (AA) : a. Définition & Densité spectrale, Analyse statistique des fluctuations d’AA. 6. Echelle externe de cohérence spatiale : Son importance en HRA : Effet d’une échelle externe finie sur la variance, la covariance et la fonction de structure des fluctuations d’AA. 7. Instruments de qualification des sites à base des fluctuations d’AA : a. Mesure des paramètres intégrés des fronts d’onde : DIMM, GSM b. Mesure des profils de turbulence : SLODAR, MOSP 8. Dimensionnement et Optimisation des techniques HRA : Optique Adaptative, Interférométrie. Instruments et mesures en HRA :(18h + 12h TP) Jean Arnaud (Astronome, Laboratoire FIZEAU/UNSA) Armando Domiciano (Astronome adjoint, Laboratoire FIZEAU/UNSA) Denis Mourard (Astronome, Laboratoire FIZEAU/UNSA) I.Mesures en HRA : spectroscopie (12 h) A. Domiciano  Rappel des bases de interférométrie optique/IR à longue base : 1. Formation de franges (modes de recombinaison et de codage). 2. Influence de l'atmosphère. 3. Observables interférométriques (visibilité, clôture de phase)  Haute résolution angulaire et spectrale (cas à bas et à haute résolution spectrale) : 1. Observables interférométriques en fonction de lambda (visibilité, clôture de phase X lambda). 2. Interférométrie différentielle. 3. Phase différentielle. 3. Objets peu résolus (photocentre). 4. Visibilité différentielle  Traitement de données, ajustement de modèles, reconstruction d'images : 1. Méthodes de traitement de données: Fourier, ABCD, P2VM. 2. Ajustement de modèles multilambda aux observables spectrointerférométriques. 3. Imagerie Doppler interférométrique. 4. Apport de interférométrie différentielle à la reconstruction d'images.  Exemples d'application (GI2T, AMBER/VLTI, MIDI/VLTI, IDT, VEGA/CHARA) : 1. Champs de vitesse (étoiles, disques, etc). 2. Rayon des étoiles. 3. Taches, pulsations, rotation
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