Les cours AIM

Les cours AIM

mise à jour : 05/03/2007

Organisateurs
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    Vous pouvez contacter ces personnes, si vous désirez proposer un cours, faire une suggestion, critiquer, ...

Description
  • Une série de petits cours ouverts à tous
  • Un format court : 1 à 2 fois 2h de cours par mois, le mardi en fin de journée(16h-18h)
  • Des thématiques aussi bien astrophysiques (galaxies, planètes) que techniques (simulation numérique, déconvolution, etc ...)
  • Les cours seront disponibles en ligne
Programmation
  • Mardi 3 et 10 octobre 2006

    Frédéric MASSET - La migration des planètes.

    Tides come from the fact that different parts of a system do not fall in exactly the same way in a non-uniform gravity field. In the case of a protoplanetary disk perturbed by an orbiting, prograde protoplanet, the protoplanet tides raise a wake in the disk which causes the orbital elements of the planet to change over time. The most spectacular result of this process is a change in the protoplanet's semi-major axis, which can decrease by orders of magnitude on timescales shorter than the disk lifetime. This drift in the semi-major axis is called planetary migration, and is the most important aspect of planet?disk interactions. In this chapter, we first describe how the planet and disk exchange angular momentum and energy at the Lindblad and corotation resonances. Next we review the various types of planetary migration that have so far been contemplated: type I migration, which corresponds to low-mass planets (less than a few Earth masses) triggering a linear disk response; type II migration, which corresponds to massive planets (typically at least one Jupiter mass) that open up a gap in the disk; "runaway" or type III migration, which corresponds to sub-giant planets that orbit in massive disks; and stochastic or diffusive migration, which is the migration mode of low- or intermediate-mass planets embedded in turbulent disks. Third, we discuss questions linked to the planet eccentricity, in particular how the eccentricity is affected by the planet-disk interaction. Fourth, we discuss the various numerical schemes that have been used to describe planet-disk interactions. We discuss their strengths and weaknesses, and list the results that numerical simulations have achieved over the past decade.

    1er & 2ème cours

  • Mardi 14 et 21 novembre 2006

    Frédéric BOURNAUD - Dynamique et évolution des galaxies.

    Le premier cours débutera par une introduction générale, essentiellement observationnelle, sur la constitution des galaxies, leurs propriétés fondamentales, et les principales classifications. Je décrirai ensuite en détail la dynamique interne des galaxies spirales, principalement sous un point de vue thématique (simplifié autant que possible) :

    • bras spiraux, théorie des ondes de densité
    • formation et évolution des barres
    • formation stellaire induite
    • implication sur l'évolution spontanée ("séculaire") des galaxies

     

    Dans le second cours, nous étudierons le second principal facteur d'évolution, après la dynamique interne : les processus d'interactions de galaxies:

    • collisions et fusions
    • effets de marée et ondes de densité induites
    • réponse du gaz et formation stellaire induite
    • implications sur la formation et l'élution des galaxies
    Je conclurai enfin par une revue des principales questions toujours ouvertes aujourd'hui : les flambées de formation stellaire, la matière noire, la survie des disques spiraux, et des cas de galaxies atypiques.

     

    1er cours , 2ème cours

  • Mardi 5 et 12 novembre 2006

    Sébastien CHARNOZ - La formation des planètes : des grains aux planètes.

    J'expliquerai pendant ce cours les différentes étapes du scénario "standard" de formation des planètes. Après avoir revu les contraintes dynamiques, chimiques, physiques etc..., nous essaierons de reconstruire l'histoire de la formation des planètes: les grains, les planétésimaux, les embryons, et enfin les planètes. Nous montrerons également comment les observations des disques circumstellaires nous renseignent sur les différentes étapes de ce scénario, et nous apportent de nouvelles contraintes. Nous verrons comment la vision du Système Solaire a été complètement bouleversé depuis 4 ans et pourquoi nous pensons que le jeune Système Solaire était très différent de celui que nous observons aujourd'hui.

    1er & 2ème cours

  • Mardi 6 et 13 mars 2007

    Sacha BRUN - Vers une vision dynamique des étoiles

    L'étude des étoiles, de leur intérieur, de leur structure, de leur composition chimique et de leur dynamique interne et externe est cruciale pour notre compréhension de l'univers, car elles en constituent les briques fondamentales. La théorie de la structure interne et de l'évolution stellaire a été développée depuis fort longtemps (Eddington 1926, Chandrasekhar 1939) et depuis sans cesse améliorée. Au milieu du siècle dernier, l'avènement des premiers calculateurs a permis la résolution numérique, à une dimension, des équations de la structure interne pour élaborer des modèles des différents types d'étoiles. De part sa proximité, le Soleil a de tout temps joué un rôle particulier en astrophysique et d'autant plus en évolution stellaire puisque tous les autres modèles d'étoiles sont calibrés par rapport au modèle du Soleil, dit ``modèle standard''. Pour décrire le mode de transport de l'énergie par rayonnement ou par convection le modèle standard s'appuie respectivement sur l'approximation de diffusion et sur la théorie de la longueur de mélange. Bien évidemment la nature hautement turbulente de la convection des éiles, avec un nombre de Reynolds typique de 10^15 n'est que très grossièrement repréntée par la MLT. Cependant la montée en puissance continue des (super)calculateurs fait qu'il est maintenant possible de s'attaquer à la modélisation multidimensionnelle (2-D ou 3-D) des étoiles. L'observation multi-longueur d'onde, le diagnostic sismique (hélio ou astéliosismologie) et même la détection des neutrinos produits dans le coeur nucléaire, fournissent autant de données de plus en plus nombreuses et de plus en plus précises permettant de contraindre les charactéristiques physiques du Soleil et des étoiles. Progressivement les modèles quasi-statiques laissent place à des modèles dynamiques basés sur les relations de l'hydrodynamique (HD) couplés à une description microscopique de plus en plus réaliste du plasma stellaire (opacités équation d'état, atmosphè, etc.). Dès lors cette approche dynamique permet d'étudier un autre aspect intèressant et crucial pour notre compréhension du fonctionnement des étoiles dans les différentes phases de leur èvolution: leur magnéti;sme. Dans un premier cours, nous presenterons les différents types spectraux d'étoiles, le modèle standard de structure et d'évolution des éiles et les différentes phases de la vie d'une étoile de sa naissance à sa mort, et dans un deuxième cours nous présenterons une sélection des récents progrès théoriques, numériques et observationels en physique stellaire et les problèmatiques actuelles dans ce champ de recherche très dynamique.

Les vidéos

De grandes tailles, elles sont hébergées par l'université Paris VII. Nous vous conseillons d'avoir une connexion rapide si vous désirez les voir.

 
#1409 - Màj : 05/03/2007

 

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