Retour

CONTENU DES ENSEIGNEMENTS

MODULES DU TRONC COMMUN
MODULES COMPLEMENTAIRES
Environ 25h de cours chacun

Enseignements d'introduction et de mise à niveau

A. Acker, P. Dubois, P. Fernique/S. Lesteven, M. Wenger (Strasbourg)
(40h cours + 25h TD)

1 - Description des objets et milieux astrophysiques

(25h dont 10h TD)
(Agnès ACKER, Pascal DUBOIS)

2 - Introduction à l'informatique

(25h cours + 15h TD)
Système d'exploitation UNIX
(Marc WENGER)

Le système d'exploitation UNIX se retrouve sur toutes les stations de travail utilisées en astronomie, et devient le second plus important système sur les PC dans sa version Linux. Le système plus particulièrement étudié est le système Solaris de Sun.

Programmation en C
(Pierre FERNIQUE / Soizick LESTEVEN)

Le langage C est actuellement un des langages informatiques les plus utilisés dans une très grande variétés d'applications. Langage séquentiel, " proche de la machine ", sa maîtrise est un atout pour une bonne compréhension de l'outil informatique.

Haut de la page


TC I - OUTILS DE LA STATISTIQUE

Jean-Marie HAMEURY, Didier PELAT (Strasbourg, Paris)
(35h cours + 5h TD)
Dans l'ensemble les rappels des fondements mathématiques seront donnés, mais l'accent sera mis sur la maîtrise de l'utilisation pratique des outils de la statistique et de leur signification au regard des problèmes physiques traités.

1 - Bruits et Signaux

(15h, Jean-Marie HAMEURY, Didier PELAT)

2 - Méthodes d'analyse multivarié et de la visualisation des données

(10h, Fionn MURTAGH)

3 - Traitement du Signal

(10h, Mireille LOUYS)

Remarque : on abordera le traitement des images plutôt que la généralité du traitement du signal.

4 - Travaux dirigés

(5h, Jean-Marie HAMEURY)

Haut de la page


TC II - MILIEUX ASTROPHYSIQUES

Agnès ACKER (Strasbourg)
(38h cours + 10 TD)

Ce module présente une description des milieux et objets astrophysiques : structure, évolution , les processus de rayonnement et méthodes utilisées.

1 - Etats de la matière et processus physiques

(6h, Rubens FREIRE)

2 - Milieux stellaires

(6h, Rubens FREIRE)

3 - Milieux circumstellaires et interstellaire

(12h, Agnès ACKER & Richard MONIER)

4 - Galaxie(s) : populations, dynamique, évolution

(12h, Olivier BIENAYME, Jean-Louis HALBWACHS)

5 - Univers à grande échelle

(12h, Patrick PETITJEAN)

Le cours sur l'Univers à grand décalage spectral décrit les enjeux actuels de la cosmologie, tant du point de vue observationnel que théorique. Après une introduction générale des principes et hypothèses sur lesquels est basé notre conception globale de l'Univers, l'accent est mis sur la description des principaux projets moteurs de la discipline et des expériences associées, entres autres :

* détermination des paramètres cosmologiques, le fond cosmique micro-onde, les super-nova à grand décalage spectral, la matière sombre, les premiers objets dans l'Univers, la structuration de l'Univers, l'amplification gravitationnelle, les amas de galaxies, etc...

Haut de la page


TC III - FLUIDES ASTROPHYSIQUES

Jean HEYVAERTS (Strasbourg)
(35h cours + 5h TD)

Les milieux astrophysiques connaissent des conditions de température et de densité qui peuvent considérablement diff^Îrer, bien que tous sont des collections de particules plus ou moins fortement interagissantes. Certains ensembles stellaires peuvent même être vus comme des milieux dont les molécules sont des étoiles. Comment baser la description de tels milieux sur une base théorique commune? Et à quoi se réduit elle dans la limite des milieux très dilués et dans celle des milieux très denses? Quels phénomènes physiques peuvent être ainsi décrits? Et quels phénomènes astrophysiques en sont la manifestation?

Ce cours apportera les réponses à ces questions et proposera un panorama des phénomènes dynamiques les plus importants qui affectent ces milieux, tant en régime "non-collisionnel" qu'en régime "magnéto-hydro-dynamique". Une assez grande variété d'illustrations astrophysiques sera présentée.

CONTENU DU COURS

  1. Diversité des milieux astrophysiques. Les différents régimes possibles. Portée des interactions. Effets électriques.
  2. La limite infiniment diluée. Mouvements de particules chargées dans des champs magnétiques non-uniformes. Application: la magnétosphère terrestre.
  3. L'interaction et la collision coulombienne. Ecrantage. Temps de relaxation.
  4. La description cinétiques des milieux fluides. De l'équation de Liouville aux équations cinétiques. Limite non-collisionnelle de Vlassov. Equations cinétiques applicables à d'autres régimes. Exemple: théorie cinétique de l'interaction photons/atomes.
  5. Structure et dynamique des systèmes formés de nombreux corps en interaction gravitationnelle. Exemple: les amas globulaires.
  6. La limite fortement collisionnelle. Phénomènes de transport. Description hydrodynamique. Equations de l'hydrodynamique (HD).
  7. Un exemple d'écoulement hydrodynamique astrophysique (le vent solaire).
  8. Hydrodynamique des fluides conducteurs de l'électricité: la "MHD".
  9. Petits mouvements HD et MHD. Exemples (ondes MHD, oscillations de structures stellaires, astéro-sismologie, problèmes de stabilité)
  10. Perturbations fortes: non linéarités, formation d'ondes de choc ou de solitons. Relations de Rankine Hugoniot pour les chocs hydrodynamiques simples. Aperçu sur d'autres types de discontinuités. Exemple: l'expansion des restes de super-novae.
  11. Introduction à la turbulence (selon temps disponible).

Haut de la page


TC IV - TRAITEMENTS INFORMATIQUES & SIMULATIONS NUMERIQUES EN ASTRONOMIE

Hubert BATY, Joachim KÖPPEN (Strasbourg, Kiel)
(40h. TD)

Ce module consiste à modéliser numériquement un problème astrophysique. Par ces exercices, on prend conscience des possibilités des techniques numériques et de leurs limitations, ainsi que de la somme de travail nécessaire avant d'atteindre des résultats significatifs. Ainsi, on se familiarise avec les techniques modernes de l'astrophysique. Pour chacun des problèmes abordés, on présente une description détaillée des aspects astrophysiques, mathématiques et numériques. Le but est d'écrire le programme, le tester et le "corriger" jusqu'à son fonctionnement optimal.

Un enseignement d'introduction permet une mise à niveau en informatique sur des outils et langages couramment utilisés. Ces connaissances seront directement utilisées lors du développement des différents projets au cours de ce DEA.

Haut de la page


MC 1 - BASES DE DONNEES ET SYSTEMES D'INFORMATION, APPLIQUES A L'ASTRONOMIE

Daniel EGRET, François OCHSENBEIN (Strasbourg)
(21h cours + 11h.TD)

Le traitement de l'information extraite des très grands volumes de données produites par les télescopes modernes est l'un des enjeux actuels de l'astronomie.

Ce module propose une compréhension des Systèmes de Gestion de Bases de Données, un panorama des bases existantes en astronomie, et une formation aux outils modernes de gestion et de recherche de l'information.

Des travaux pratiques compléteront les cours tant pour se familiariser avec la recherche de données astronomiques existantes que pour créer et gérer une base de données.

1 - Systèmes de Bases de Données

(6h cours+8h TD, François OCHSENBEIN)

2 - Outils avancés de traitement de l'information

(4h- Josiane MOTHE)

3 - Les systèmes d'information en astronomie

TD - Réalisation d'un serveur d'information WWW (3h TD- Daniel EGRET)

Haut de la page


MC 2 - METHODES INVERSES

Fionn MURTAGH, Bernard VALETTE (Belfast, Paris)
(25 h cours)

Première partie :

(20h., Bernard VALETTE)

L'objet de ce cours est de présenter une approche Bayesienne du problème inverse, c'est à dire une approche fondée sur le concept de probabilité conditionnelle. On s'attachera notamment à explorer le lien avec les méthodes de moindres carrés généralisés et l'optimisation dans le cadre de problèmes fonctionnels faiblement non linéaires. A titre d'exemple, nous considérerons l'inversion des fréquences propres de vibration d'un corps fluide auto-gravitant.

  1. Généralités
    • Les différents types de problèmes inverses
    • Point de vue physique et point de vue mathématique
  2. Rappels de mathématiques
    • Valeurs singulières, décomposition de Lanczös, pseudo-inverse
    • Conditionnement d'un problème linéaire
    • Eléments de probabilités : vecteurs aléatoires, corrélations, ...
  3. Approche Bayesienne du problème inverse
    • Cadre général et cadre gaussien
    • Cas non-linéaire, lien avec les problèmes de moindres carrés généralisés et l'optimisation
    • Cas linéaire, concepts d'importance d'une donnée et de résolution
  4. Le point de vue de l'estimation
    • Régularisation et compromis erreur-résolution
    • Aperçu de problèmes fonctionnels

Deuxième partie :

(5h., Fionn MURTAGH)

Dans cette deuxième partie du cours, nous présentons les méthodes multirésolutionnelles, qui comprennent la transformée en ondelettes, pour le traitement des signaux ou des images. Parmi les applications discutées, il y a : la visualisation des données, le filtrage (débruitage), la déconvolution, la compression, la mise en correspondance des images, etc...

  1. Introduction
    • La transformée en ondelettes
    • Les transformées multi-échelles ou multirésolutionnelles
  2. Modélisation du bruit et le filtrage
    • Modèles de bruit
    • Différentes méthodes pour le filtrage
  3. Déconvolution
  4. Compression
  5. Autres applications
Référence : J.L. Starck, F. Murtagh, A. Bijaoui, Image and Data Analysis : the Multiscale Approach, Cambridge University Press, 1998

Haut de la page


MC 3 - TRANSFERT DU RAYONNEMENT

Rubens FREIRE (Strasbourg)
(25h cours)

La plupart de l'information concernant les objets astrophysiques nous parviennent par rayonnement. Les processus d'interaction entre la matière et le rayonnement conditionnent le transfert d'énergie radiative et dépendent fortement des conditions physiques du milieu traversé par le rayonnement. Du milieu dense et optiquement épais des intérieurs stellaires ou d'autres objets astrophysiques jusqu'aux milieux optiquement minces comme celui du milieu interstellaire, le rayonnement se propage et aussi interagit avec la matière, avant d'arriver sur terre.

1 - Transfert du rayonnement (8h)

Equation de transfert dans le cas plan parallèle : absorption, émission, diffusion ou scattering; continu et raies. Raies d'émission et d'absorption. Equation de transfert dans la cas sphérique. Autres géométrie. Intensité et flux stellaires : assombrissement et brillance centre-bord. Déduction de l'équation de transfert à partir de la théorie cinétique : liens entre mécanique du milieu continu et théorie électromagnétique.

2 - Etat de la matière dans une atmosphère stellaire (3h)

Définitions : gaz neutre et ionisé; plasma. Etat thermodynamique : équilibre thermodynamique (TE) et équilibre thermodynamique local (LTE); hors équilibre thermodynamique local (NLTE) et hors équilibre (NE). Eléments de physique atomique, niveaux, transitions permises et interdites. L'atome d'hydrogène : raies et continus. L'ion H-. Les autres atomes et ions. Les molécules. Opacités continues.

3 - Formation des raies spectrales (6h)

Spectroscopie : observation et interprétation. Tables spectroscopiques. Profils de raies : différentes causes d'élargissement. Cas ETL. Raies symétriques et asymétriques. Définition d'un continu. Raies optiquement minces et optiquement épaisses. Le profil d'une raie d'absorption : différentes causes d'élargissement d'une raie : élargissement radiatif, collisionnel, dû aux turbulences et à la rotation stellaire.

4 - Modélisation des atmosphères et des spectres stellaires : I (4h)

Cas plan parallèle. Equation d'équilibre radiatif. Cas gris et ETL : exemple solaire. Cas non-gris et ETL. Grilles de modèles publiés : Kurucz, Mihalas, Gustafsson, etc.. Cas non-gris et NETL : grille de modèles publiés : Mihalas, Borsenberger et Gros, etc... Flux continu et flux dans les raies.

5 - Modélisation des atmosphères et des spectres stellaires : II (4h)

Effet de blanketing et effet de serre ("backwarming"). Diffusion des éléments dans une atmosphère stellaire. . Notion de modèles semi-empiriques. Modèles d'atmosphères inhomogènes : étoiles particulières. Taches obscures et brillantes : effets photométriques et spectroscopiques. Modèles de granulation solaire et stellaire. Modèles chromosphériques et de zone de transition : le cas solaire. Les cas stellaires. Modèles d'atmosphères étendues et d'enveloppes.

Haut de la page


MC 4 - ASTROPHYSIQUE DES HAUTES ENERGIES ET DES OBJETS COMPACTS

Jean HEYVAERTS (Strasbourg)
(25h cours)

Les objets compacts, comme les étoiles à neutrons et les trous noirs, prévus théoriquement, furent d'abord observés comme pulsars radio puis, avec le développement de l'astronomie X et gamma, comme astres émetteurs de rayonnement de haute énergie. Les noyaux de galaxies actives ont enrichi cette classe d'objets de représentants plus massifs.

Un chapitre nouveau et passionnant de l'astrophysique moderne s'est ainsi ouvert. Il s'écrit encore, chaque année et chaque nouvel instrument apportant son lot de surprises et de découvertes. Parfois, il met en scène des astres magnetisés en rotation ultra rapide, induisant des effets électromagnétiques forts. Parfois la matière ambiante ou celle d'un éventuel compagnon est capturée par leur forte gravité et effectue une descente dans leur puit de potentiel gravitationnel, souvent de profondeur relativiste. De facon surprenante, une partie de cette matière est violemment ejectée, à des vitessses parfois proches de celle de la lumière sous forme de jets fortement collimatés.

Ce cours propose de parcourir divers aspects de cette astrophysique des hautes énergies et de la physique relativiste qu'elle met en jeu.

  1. Revue des objets émetteurs de rayonnements de haute énergie.
  2. Les objets compacts et leur environnement :
    aspects physiques principaux.
  3. Physique de l'accrétion.
  4. Ejection de matière et jets.
  5. Introduction à la relativité générale. Trous noirs.
  6. Mécanismes de rayonnement dans les milieux de haute énergie.

Haut de la page


MC 5 - SYSTEMES DYNAMIQUES ET GRAVITATIONNELS

Hubert BATY, Olivier BIENAYME (Strasbourg)
(24h. cours)

La mécanique et la dynamique hamilltonienne sont à la base de nombreuses applications astrophysiques. Elles permettent une représentation synthétique de la notion d'orbites stellaires ainsi qu'une description statistique de ces orbites.

Elles fournissent une description réaliste des systèmes stellaires gravitationnels depuis les amas stellaires jusqu'aux galaxies spirales et elliptiques. Le cours couvre les propriétés générales physiques des systèmes autogravitant et présentent des applications aux systèmes stellaires rencontrées en astrophysique.

1 - Les systèmes dynamiques hamiltoniens

(8h, Hubert BATY)

2 - Structure et dynamique galactiques

(8h, Olivier BIENAYME)

3 - La théorie des systèmes stellaires en équilibre

(8h, Herwig DEJONGHE)

Haut de la page


MC 6 - EVOLUTION GALACTIQUE

Joachim KÖPPEN, Ariane LANCON (Kiel, Strasbourg)
(25h cours)

Les galaxies concentrent, sous forme de gaz et d'étoiles, la matière visible de l'Univers. Les étoiles gouvernent l'évolution de cette matière. Les processus de fusion nucléaire en leur coeur fournissent l'énergie qui, sous forme radiative et mécanique, restructure sans cesse les gaz. Elles produisent aussi, au fil des générations, les éléments lourds essentiels à la vie. Le gaz, autant berceau que résidu d'étoiles, boucle le cycle de la matière.

Les processus physiques régissant les galaxies ne sont encore que partiellement connus et leur identification est un moteur de la recherche actuelle. Le cours décrira les propriétés empiriques des galaxies, les éléments fondamentaux de leur physique et les méthodes utilisées actuellement pour déchiffrer leur histoire.

  1. Les propriétés empiriques :
    * Classification, structures et principales composantes.
  2. Les étoiles :
    * Rappels sur l'évolution stellaire, formation (taux de formation d'étoiles, fonction de masse initiale),
    * concept de population.
  3. Détermination de l'âge et de la métallicité d'étoiles individuelles, de populations et de gaz
  4. Synthèse des éléments dans les étoiles et dans le Big Bang.
  5. Evolution chimique des galaxies :
    * modèle simple, voisinage solaire, problèmes des naines G, modèle ouvert
  6. Evolution chimique :
    * Galaxies elliptiques, irrégularités, gradients d'abondances
  7. Synthèse des populations stellaires, évolution photométrique, évolution des spectres intégrés.
  8. Evolution dynamique globale :
    * " collapse " ou " merging " ?
  9. Centres des galaxies, galaxies actives, quasars, starbusts et interaction entre galaxies.
  10. Formation des galaxies, répartition dans l'espace.

Haut de la page