Parcours Astrophysique 2e année

Le rayonnement est, à quelques exceptions près, l'unique information qui nous parvient des objets astrophysiques. Il constitue la seule sonde de leurs propriétés physiques (densité, température, géométrie, dynamique). Il est donc fondamental de comprendre comment ce rayonnement est émis et modifié dans son interaction avec la matière.

Dans ce cours, nous aborderons:
- les grandeurs caractérisant le rayonnement
- les bases du transfert de rayonnement, les difficultés liées au caractère non local du problème, l'équilibre thermodynamique local, notion d'opacité
- les différents processus d'émission radiatifs (raies atomiques et moléculaires, émission free-free, émission de corps noir, diffusion et absorption par les poussières, diffusion compton, rayonnement synchrotron, polarisation)
- les méthodes de résolution numériques, les méthodes approchées

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Ce cours est basé sur le plan suivant :

Seance 1: De la description cinétique a une description fluide des plasmas
- rappels paramètres plasma
- Equation de Klimontovitch, Vlasov, moments et relations de fermeture
- equations de la MHD a 2 fluides, puis a 1 fluide
- equations MHD avec rayonnement

Seance 2: Effets Magneto-HydroDynamique
- champs potentiel, force-free: théorèmes et applications
- reconnexion magnétique (modèle Sweet-Parker, Drake)
- Ondes en milieux homogènes, Onde d’Alfven non lineaire
- Exemples d’ondes en milieu non homogènes

Seance 3: Instabilites
- théorie spectrale
- revue de qq instabilités (Parker, kink, sausage, interchange), calcul instabilité magneto-rotationnelle (MRI)
- turbulence

Seance 4: Chocs MHD
- formation des chocs, conditions de Rankine-Hugoniot
- structure temporelle: vents stellaires, fronts de supernova
- précurseurs: radiatifs, magnétique (chocs C et J)

Seance 5: Accretion
- accretion sphérique de Bondi-Hoyle
- accretion axisymetrique: disques alpha (SAD et ADAF), bilans, spectre, courbe en S, instabilités visqueuse et thermique

Seance 6: Accretion-Ejection
- accretion sur un dipole: interaction etoile-disque, disc-locking et spin-up des pulsars
- théorie des Jets MHD stationnaires: invariants MHD, bilans, equilibre transverse (Grad-Shafranov)

Seance 7: Lancement des jets astrophysiques
- vents stellaires: Accretion Powered Stellar Winds
- disques d’accretion et objet central (JED, X-wind, Magnetospheric Ejection)

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Une importante fraction de la matière baryonique n’est pas contenue dans les étoiles mais dispersée dans l'espace: elle constitue le Milieu Inter-Stellaire (MIS).
Le cours décrit comment le MIS est distribué dans la Voie Lactée et les autres galaxies, et il fournit les notions basiques pour le comprendre et l'observer.
Le cours considère la poussière interstellaire ainsi que le gaz, dont l’état dans le MIS peut être ionisé, neutre ou moléculaire, et avoir different temperatures, densités, champs de vitesse et compositions chimiques. Toutes ces caractéristiques sont interdépendantes: en d'autres termes, la physique du MIS depend de la chimie et vice-versa.
Dans ce cadre, le cours étudie les différentes phases, de les moins denses et chaudes aux plus denses et froides, où se forment les étoiles et où la chimie atteins une grande richesse, avec des molecules qui peuvent être considérées comme des briques de base de la chimie du vivant.

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En préambule du cours, on abordera en premier la notion de galaxie : types morphologiques de galaxies, grandeurs photométriques, cycle de fonctionnement. Ensuite, les différents aspects dynamiques la dynamique de la gravitation classique seront traités, dans le cadre du problème des N corps :

- Gravitation dans un système planétaire, mécanique céleste : mouvement képlérien perturbé des planètes, perturbations séculaires, théories planétaires; cas particulier des points de Lagrange et de la résonance de Kozai; Résonances de moyen mouvement, dans le système solaire et dans les systèmes extrasolaires; théorie du chaos, effets de marée.

- Gravitation dans un amas d'étoiles et une galaxie : théorème du Viriel, temps dynamique; hydrodynamique stellaire, équation de Boltzmann, théorème de Jeans-Poincaré, notion de relaxation; courbe de rotation des galaxies, mouvements épicycliques, résonances de Lindblad. Le cours décrira ensuite un modèle simplifié de structure spirale des galaxies.

Les aspects liés à l'étude numérique de la dynamique des systèmes gravitationnels serant également abordés.

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In this Lecture, we wish to explore three fascinating subjects:
how stars form;
how stars evolve: explain the Hertzsprung-Russell diagram;
how stars end;

Because physics (and astrophysics too) relies on observations and theory, we will make constant reference to observational studies. In the process, students are expected to acquire a background on objects.

Stars are, for many reasons, absolutely fundamental objects for virtually all astrophysical topics. First, and foremost, because they allow to measure the universe, and also to constrain its geometry and its evolution: stars are essential to cosmology. The ESO/Gaia mission is currently building the most extended and accurate HR diagram for billions of stars, providing new insights in our understanding of the evolution of the universe.

Because stars synthesize the heavy elements in the Universe, the first stars which formed presumably at a redshift of ~10-20 provided the Universe with the first metals giving birth to the Universe as we see it. Stellar feedback is also essential to understand the evolution of galaxies in the Universe. Furthermore, the rate of star formation is not a flat function of time: understanding star formation is thus a key to build a comprehensive view of the evolution of the Universe.

The observational context is extremely favorable: the increasing sensitivity of telescopes (ALMA, soon-coming NASA/JWST) allows observations of star formation and evolution at high redshift when the first galaxies formed in the Universe, widening considerably the scope of our knowledge on the structure and evolution of stars.

In this lecture, we will explore the physical processes that drive the formation, evolution, and death of stars. Although some of these processes will be investigated in quite some depth, approximations must be used because the many, coupled, physical processes would otherwise require involved numerical simulations. In a first part, we will establish the set of ordinary differential equations that describe the physical and chemical state of a star. We will then use these equations to elucidate the remarkable features of the Hertzsprung-Russell diagram.

The lectures are in french, but all slides, problems, articles, references, etc… are in English.

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Avec le déploiement des grands télescopes et les prochains ELTs, les techniques de haute résolution angulaire (HRA) deviennent systématiques pour les observations au sol ou depuis l’espace. L'objectif de ce cours est de préparer la nouvelle génération d'astronomes à faire le meilleur usage de leurs données à haute résolution angulaire, en leur permettant de comprendre le fonctionnement et le dimensionnement des systèmes de HRA. 

Le cours présente le formalisme de la HRA et détaille plus spécifiquement les techniques d’interférométrie et d’optique adaptative. Il attache une importance particulière aux ordres de grandeurs. Il est complété par des travaux dirigés en python permettant de mettre en application les concepts sous forme de simulations numériques.

Syllabus:

- Formation des images, Optique de Fourier
 - Notion de Resolution Angulaire, Filtrage spatial
 - L’interférométrie optique et radio
 - Turbulence Atmosphérique
 - Optique Adaptative, Coronographie
 - Notions de Reconstruction d’image, déconvolution, problèmes Inverses

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L’objectif de cette UE est de s'initier à l’astrophysique observationnelle dans un contexte professionnel.

A l’issue de cet enseignement, vous serez capable de :

• planifier et préparer des observations sur un télescope professionnel ;
• effectuer les observations et réduire les données obtenues ;
• analyser et exploiter des données observationnelles dans un but astrophysique.

L’UE est composée de :

• 5 séances de cours (bases de l’astronomie, effets de l’atmosphère, télescopes & instruments, rapport signal à bruit, photométrie & spectroscopie visible & IR, radioastronomie) ;
• 2 séances de TP numériques de ~2h (réduction de données optique et radio) ;
• un stage d’une semaine sur la physique et la caractérisation des détecteurs à l’Observatoire de Haute Provence (OHP) ;
• une semaine d’observation à l’OHP ou au 30m de l’IRAM (Grenade).

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L'UE Projet numérique est divisée en deux parties:

Une 1ere parte constituée de 6 séances de cours de 2h permettant d'introduire quelques méthodes de simulations numériques et d'analyse statistique utilisée en astrophyisique;

Une 2e partie où vous devrez réaliser en binôme un projet numérique, axé simulations ou analyse statistique au choix.

Le contenu des cours est le suivant:

• Cours 1: 1ère partie: Intégrations N-corps, orbites et précision numérique. 2ème partie: exemples python avec Rebound (facile et ludique)

• Cours 2: 1ère partie: notions sur les méthodes lagrangiennes et hydro en SPH. 2ème partie: tests avec le code Phantom pour simuler des disques.

• Cours 3: 1ère partie: notions sur la méthode des éléments finis et hydro sur grille. 2ème partie: tutoriel code FARGO3D ou Idefix pour simuler des disques.

• Cours 4: 1ère partie: Tests statistiques, Correlation et régression (ajustement de modèles). 2ème partie: Tutoriel Jupiter Notebook 1

• Cours 5: 1ère partie: analyse en composantes principales, clustering et classification. 2ème partie: Tutoriel Jupiter Notebook 2

• Cours 6: 1ère partie: méthodes bayesiennes et apprentissage automatique (SVM et réseaux de neurones). 2ème partie: Tutoriel Jupiter Notebook 3

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L’UE  Astrophysique des hautes énergies présentera les phénomènes de haute énergie et la physique des objets compacts, étoiles à neutron et trous noirs, qui sont à l’origine des émissions non thermiques les plus intenses observées. On présentera d’abord les processus physiques non thermiques les plus importants : processus d’accélération de particules et processus radiatifs (synchrotron, bremsstrahlung, Compton Inverse). Puis on étudiera les objets astrophysiques les plus importants à la source de ces phénomènes : étoiles à neutrons et trous noirs stellaires ou supermassifs, qui sont les sources des pulsars,des binaires X, et des noyaux actifs de galaxies. On présentera un historique de leur découverte, les principaux modèles des phénomènes observés, ainsi que les principaux instruments utilisés pour observer ces objets (télescopes X et gamma, satellites ou au sol).

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La cosmologie, science jeune mais néanmoins en plein essor, décrit l'évolution de l'Univers observé aux plus grandes échelles accessibles.
Quelle fût son histoire ? De quoi est-il composé ? D'où proviennent les grandes structures que nous observons ? Comment pouvons-nous observer et étudier des phénomènes qui se sont déroulés il y a des milliards d'années ? sont des exemples de questions auxquelles ce cours amènera des éléments de réponse.

Cette UE a pour objectif d'introduire l'étudiant aux bases de la cosmologie, tant au niveau de l'Univers homogène (dynamique du facteur d'échelle) qu'à celui des inhomogénéités (perturbations cosmologiques).

Résumé du programme:

Après quelques rappels de relativité générale et de physique en espace courbe nous verrons comment les équations maîtresses de la cosmologie (équations de Friedmann et de continuité) sont obtenues à partir des équations de la relativité générale et des symétries considérées. Différents scénarios d'évolution du système Univers seront alors étudiés. 
À la suite de cela, l’étude thermique de l’univers sera entreprise permettant des comprendre les concept d’entropie et de découplage dans un espace en expansion.
Les observations successives du fond diffus cosmologique et la caractérisation de ses anisotropies et propriétés spectrales furent au cœur de la cosmologie ces cinquante dernières années. Nous nous attarderons donc pour savoir ce qu'est ce fond diffus micro-onde, comment il fût observé au fil des décennies et comment ses propriétés statistiques sont aujourd'hui encore utilisées pour contraindre les paramètres (dits cosmologiques) entrant dans le modèle standard de la cosmologie, ou modèle lambda_CDM.
L'accent sera ensuite mis sur l'Univers primordial. Bien que ne faisant pas parti, à proprement parler, du modèle standard cosmologique, la présence d'une phase d'accélération de l'expansion de l'Univers dans ses tous premiers instants fait aujourd'hui largement consensus dans la communauté. Nous décrirons différents mécanismes permettant de générer une telle accélération de l'expansion et verrons comment et dans quelle mesure ils peuvent être contraints par les observations.

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L'option d'évolution des galaxies vise à couvrir un panorama des différents aspects de cette thématique de recherche aujourd'hui. Cette option est effectuée par Caroline Bot puis par Christian Boily.

Les deux premiers cours sont une présentation large de l'évolution des galaxies. Les cours suivants prennent le parti d'approfondir plus certains aspects: les contraintes observationnelles, le rôle de la formation stellaire, évolution chimique et synthèse de populations stellaires, les enjeux de la formation des galaxies (contexte cosmologique, hydrodynamique, dynamique gravitationnelle, ..), les galaxies avec un noyau actif (AGN), galaxies satellites et amas stellaires, les amas de galaxies.

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Durant la première partie de ce cours, nous définirons la notion de planète extra-solaire et nous passerons en revue les différentes méthodes pour les détecter, ainsi que leurs limitations.
Nous étudierons ensuite les mécanismes de formation des planètes rocheuses et gazeuses au sein de disques circumstellaires en rotation autour des étoiles naissantes. Nous nous appuierons sur des arguments théoriques et observationnels, et nous verrons que former une planète à partir de poussières et de gaz nécessite de mettre en oeuvre une physique variée: la gravité, l’hydrodynamique, le couplage gaz-solides, du transfert radiatif, du magnétisme en particulier.
Nous étudierons ensuite la théorie de la migration planétaire dans un disque de gaz. Afin d’illustrer ce concept de manière pratique, on utilisera des simulations numériques de mécanique des fluides dans le cas d’une planète géante. L’extension de l’approche au cas de systèmes multi-planétaires sera également abordée.
Dans la dernière partie du cours, nous ferons un bilan statistique des détections actuelles d’exoplanètes, et des contraintes qu'elles apportent sur les modèles de formation. Nous finirons en abordant leur caractérisation (coeur planétaire et atmosphère) et la notion de "zone habitable”.

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Cette UE présente les enjeux de la caractérisation des objets du Système Solaire et les outils qui y contribuent

Les méthodes et techniques de téledetection spatiale appliquées aux objets du Système Solaire (planètes, satellites, petit corps) sont abordées.

L’exploration des petits corps (astéroides, comètes) via mission spatiale et analyse de la matière extra-terrestres provenant de leur surface sont décrites, ainsi que les apports à notre compréhension du Système Solaire jeune.

Le phénomène de cratérisation est exploré sur différents type de surface, en tant que processus physique et géologique, ainsi que les liens avec l’évolution dynamique du Système Solaire.

L’exploration spatiale et robotisée de Mars sera aussi présentée, en particulier l’évolution et la dynamique de ses enveloppes externes, et les apports des missions de « terrain » Curiosity et Perseverance à notre compréhension de l’histoire géologique de la planète.

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This teaching unit presents the key question related to the formation and evolution of Solar System objects, and the approaches that have been developed across the last decades.

The methods and techniques of remote sensing applied to Solar System surfaces (planets, satellites, small bodies) are discussed.

The exploration of small bodies (asteroids, comets) via space mission and analysis of extraterrestrial matter originating from their surface are described, as well as the contributions to our understanding of the young Solar System.

The phenomenon of cratering is explored on different types of surface, as a physical and geological process, as well as the links with the dynamic evolution of the Solar System.

The space and robotic exploration of Mars will also be presented, in particular the evolution and dynamics of its outer envelopes, and the contributions of the Curiosity and Perseverance “field” missions to our understanding of the geological history of the planet.

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Cette UE s’intéresse à la structure et à la dynamique des planètes et satellites du système solaire et des exoplanètes. On s’attachera dans un premier temps à décrire les observables pertinents pour l’étude de la structure et de la dynamique des planètes, qu’ils soient accessibles depuis la Terre (dimensions, masse, moment d’inertie, masse volumique moyenne) ou par le biais de missions spatiales (topographie et morphologie de la surface, champ de gravité, champ magnétique, sismologie, flux de chaleur, composition chimique/minéralogique de surface). Les missions spatiales (le James Webb Space Telescope ou la mission Insight, par exemple) apportent une moisson d’observations étonnantes indiquant une richesse de comportements insoupçonnée. Ces observables et les questions qu’ils provoquent seront discutés dans une optique de planétologie comparée, et confrontés à des modèles issus de la minéralogie haute pression, de la mécanique des fluides et des solides, et de l’électromagnétisme. Pourquoi la Terre et Vénus - de masses et compositions similaires - ont-elles des comportements dynamiques si différents (tectonique des plaques et champ magnétique pour la Terre, absence de tectonique et de champ magnétique pour Vénus) ? Quels facteurs déterminent la présence ou l’absence d’un champ magnétique planétaire ? Comment expliquer l’asymétrie hemisphérique observée sur Mars ou la Lune ? La dynamique variée - volcanisme et cryovolcanisme, tectonique - de satellites de Jupiter et Saturne tels que Io ou Encélade ? Trouverons-nous une planète jumelle de la Terre parmi les exoplanètes, et comment déterminer si elle est habitable?

Langue d’enseignement: Français ou anglais

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This course focuses on the structure and dynamics of planets and satellites of the solar system and exoplanets. We will first describe the observables relevant to the study of the structure and dynamics of planets, whether they are accessible from Earth (dimensions, mass, moment of inertia, average density) or through space missions (surface topography and morphology, gravity field, magnetic field, seismology, heat flux, surface chemical/mineral composition). Space missions (the James Webb Space Telescope or the Insight mission, for example) bring a harvest of astonishing observations indicating an unsuspected richness of behavior. These observables and the questions they raise will be discussed in a comparative planetology perspective, and confronted with models from high pressure mineralogy, fluid and solid mechanics, and electromagnetism. Why do the Earth and Venus - of similar masses and compositions - have such different dynamic behaviors (plate tectonics and magnetic field for the Earth, absence of tectonics and magnetic field for Venus)? What factors determine the presence or absence of a planetary magnetic field? How to explain the hemispheric asymmetry observed on Mars or the Moon? The varied dynamics - volcanism and cryovolcanism, tectonics - of satellites of Jupiter and Saturn such as Io or Encélade? Will we find an Earth twin planet among the exoplanets, and how to determine if it is habitable?

Teaching will be held in french or english

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Pour l'ensemble des parcours, le semestre 4 est principalement constitué d'un stage de 4 mois minimum (jusqu'à 6 mois) effectué au sein d'un laboratoire (ou d'une entreprise) français ou international.

Les étudiants Grenoblois sont également amenés à effectuer un stage "été" à l'issue du semestre 2 (mi mai ) mi juillet). Ce stage est l'occasion de découvrir un milieu professionnel, de découvrir ou approfondir une thématique. Ceci permet à l'étudiant de faire mûrir son projet à l'Université mais aussi de réfléchir à son future insertion professionnelle.  C'est une étape importante de son parcours universitaire.

Les deux stage sont évalués au semestre 4. 

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