Chapter 1
Séminaires à l'Observatoire en 2004/2005

Salle de Cours, Grande Coupole, 10h30
11 rue de l'Université
67000 STRASBOURG


Liste des Séminaires en 2004/2005


Voir aussi:

Année 2003/2004 
Année 2002/2003 
Année 2001/2002 
Année 2000/2001 
Année 1999/2000
Année 1998/99
Année 1997/98
Année 1996/97
Année 1995/96
Année 1994/95

SAADA - Système d'Archivage Automatique des Données Astronomiques

Vendredi 17 Septembre 2004, 10h30

Ngoc Hoan NGUYEN
Observatoire de Strasbourg

SAADA en résumé: il s'agit d'un système automatisant autant que faire se peut la création de bases de données astronomiques suivant un schéma de données permettant de bien mettre en avant la plus-value scientifique des contenus. Cela signifie que ces bases de données sont capables de contenir des données de différents types (spectres, images plots et tables), de gérer des collections de données hétérogènes et d'installer des liens reliant différents enregistrements. Notre cible initiale est le groupe de recherches voulant partager ses données sans avoir les moyens de développer son propre système. Il semble qu'une telle clientèle existe, au moins potentiellement.


Discovery of QSO 2s with Virtual Observatory tools.

Vendredi 24 Septembre 2004, 10h30

Mark ALLEN
Observatoire Astronomique de Strasbourg

B In this talk I will show how we have used Virtual Observatory (VO) tools to identify optically faint, obscured (i.e., type 2) active galactic nuclei (AGN) in the two Great Observatories Origins Deep Survey (GOODS) fields. By employing publicly available X-ray and optical data and catalogues we discover 68 type 2 AGN candidates. The X-ray powers of these sources are estimated by using an empirical estimator for the X-ray luminosity. Many of our candidates have high estimated powers and qualify as optically obscured quasars, the so-called ``QSO 2''. Based on the derived X-ray powers, our candidates are likely to be at relatively high redshifts, z 3, with the QSO 2 at z 4. By going  3 magnitudes fainter than previously known type 2 AGN in the two GOODS fields we are sampling a region of redshift – power space which was previously unreachable with classical methods. We derive the QSO 2 surface density and show that this is larger than current estimates and predictions. This work demonstrates that VO tools are mature enough for doing real science.

NAOS, l'optique adaptative du VLT, débusque le Trou Noir du Centre Galactique en infrarouge.

Vendredi 8 Octobre 2004, 10h30

Daniel ROUAN
Observatoire de Paris-Meudon

Soupçonné depuis déjà quelques années d'abriter un trou noir super-massif, le Centre de notre Galaxie est la cible de mesures répétées à haute résolution angulaire pour repérer des signatures infrarouges de cet objet, au milieu de la confusion due à l'extraordinaire surpopulation d'étoiles. Il s'agit de rechercher d'une part des effets gravitationnels du " monstre central " mais aussi des traces d'une éventuelle émission de son environnement. La mise en service récente de NAOS, le système d'optique adaptative du Very Large Telescope au Chili, a apporté un progrès décisif grâce notamment à l'analyse de front d'onde en infrarouge. En quelques mois, la question a progressé de façon décisive sur quatre fronts :

a) la détermination précise de la trajectoire d'une étoile en orbite autour de l'objet super-massif et passant à son périastre, mesure qui permet du coup d'éliminer pratiquement toutes les interprétations autres que celle du trou noir, y compris de très exotiques ;

b) la détection de l'émission en infrarouge thermique (3 - 5 microns) proprement dite de l'environnement du trou noir ;

c) la détection de sursauts intenses d'émission (flares) en infrarouge proche, contre-partie inattendue des flares X;

d) la localisation spatiale des deux mécanismes d'émission distincts, l'un lointain qui serait lié au jet et l'autre proche, qui correspondrait à de l'accrétion sporadique sur l'horizon.

Après une initiation aux arcanes de l'optique adaptative et de NAOS, cet ensemble de résultats sera présenté ainsi que quelques perspectives ouvertes pour le futur.


Be stars and the Be phenomenon.

Vendredi 15 Octobre 2004, 10h30

Coralie NEINER
ESA/ESTEC, Noordwijk

Be stars are non-supergiant B stars that show emission in their spectrum, related to the presence of a circumstellar disc created by ejections of material from the star. Why these ejections occur and how the disc can be created and maintained around the star remains a mystery since the discovery of Be stars 140 years ago. In this seminar I will present the recent progress made in this field of astronomy, in particular concerning the study of stellar pulsations and the discovery of magnetic fields in Be stars, which provide new insights into the enigmatic "Be phenomenon".


Le monde étonnant des amas de galaxies.

Vendredi 29 Octobre 2004, 10h30

Doris NEUMANN
CEA Saclay

Les amas de galaxies, qui sont dominés par la matière sombre (80% de leur masse totale), sont, dans notre univers, les structures les plus grandes qui aient atteint un quasi-équilibre. Leur jeunesse permet de les utiliser pour tracer l'histoire de la formation des grandes structures et donner ainsi des contraintes sur les paramètres cosmologiques.

Les amas de galaxies sont des sources de rayons X. Grâce au dernier observatoire spatial X, XMM-Newton, il est possible d'étudier leur état dynamique par la spectro-imagerie. Je montrerai quelques exemples d'amas observés avec ce satellite.

Les amas montrent dans leurs parties non-perturbées une grande auto-similarité, telle qu'elle est donnée par la théorie de la formation des structures qui prédit l'évolution des paramètres globaux des amas avec le redshift. Je montrerai que les amas semblent en général bien suivre ces prédictions, ce qui renforce la validité de la théorie.


Indirect evidence for dark matter annihilation from diffuse galactic gamma rays.

Vendredi 5 Novembre 2004, 10h30

Wim DE BOER
University of Karlsruhe

The excess of diffuse galactic gamma rays in the range between 1 and 100 GeV, as observed by the EGRET satellite, shows all the key features from WIMP annihilation:

  1. the energy spectrum of the excess is the same in all sky directions and is consistent with the π0 decays from mono-energetic quarks originating from WIMP annihilation for a WIMP mass between 50-100 GeV;

  2. the intensity distribution of the excess in the sky is used to determine the halo profile, which, outside the plane of the galaxy, was found to correspond to an isothermal (cored) profile and excludes the cuspy NFW profile;

  3. in the plane of the galaxy the excess shows strong substructure: two rings at radii of 4 and 14 kpc, which are correlated with the ring of molecular hydrogen at 4 kpc and the ring of stars at 14 kpc, thought to originate from the infall of a satellite galaxy;

  4. the mass in these rings is estimated from the intensity of the excess of gamma rays and is used to explain the hitherto mysterious change of slope of the rotation curve at 1.1 R0 of our galaxy;

  5. all features and cross sections are consistent with the WIMP being the neutralino from Minimal Supersymmetry.


IR emission from the dusty veil around AGN.

Vendredi 3 Décembre 2004, 10h30

Thomas BECKERT
Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn

Recent near- and mid-infrared interferometric observations of the bright nucleus of the Seyfert galaxy NGC 1068 has allowed a closer look at the dust distribution surrounding the actual AGN. The data require a revision of the torus model advocated in the unified model of AGN. We will present the data and an interpretation based on a model for a clumpy and dusty torus surrounding supermassive black holes. Both dynamical arguments and the weakness of spectral features in the infrared suggest that dust in the torus is organized in distinct clouds. The optical depth of individual clouds is so large that the clumpiness of the torus is important for the appearance of AGN in high resolution observations in the infrared. The underlying dynamical model implies large mass accretion rates in the torus on pc-scales. A scenario, which includes strong outflows along the symmetry axis and feeding of the central accretion disk from torus appears. The structure of the torus will be tested by future infrared interferometry with AMBER at the VLTI on a sample of bright AGN.


Mesures du rayon solaire au Mont Wilson.

Vendredi 7 Janvier 2005, 10h30

Sandrine LEFEBVRE
University of California at Los Angeles

Depuis 1970, la tour solaire du Mont Wilson (150-foot tower, California, USA) permet le suivi du magnétisme solaire dans plusieurs longueurs d'onde, dont celle du fer I, à 525 nm. A partir de ces images, le rayon solaire a été calculé à plusieurs latitudes héliographiques et constitue donc une base de données unique, du fait de sa longue couverture temporelle. Au cours de ce séminaire, je décrirai tout d'abord la méthode d'analyse qui a été utilisée et comment peut alors se déduire le comportement temporel du rayon. En regroupant alors les données par latitudes héliographiques, on voit que la forme du Soleil diffère d'un parfait ellipsoïde et montre des déformées de surface. Ces résultats sont comparés avec ceux obtenus à l'Observatoire du Pic-du-Midi, qui vont dans le même sens. Ces distorsions, si elles sont confirmées au niveau spatial (future mission PICARD), soulèvent le problème d'une meilleure connaissance de la physique de sous-surface.


L'évolution dynamique des étoiles doubles serrées.

Vendredi 14 Janvier 2005, 10h30

Jean-Paul ZAHN
Observatoire de Paris-Meudon

Un système double évolue vers son état d'énergie cinétique minimum: orbite circulaire, axes de rotation perpendiculaires au plan de l'orbite, rotation des composantes synchronisée avec le mouvement orbital. La rapidité avec laquelle il tend vers cet état dépend de la séparation des composantes et du processus physique qui est responsable de la dissipation d'énergie. Les deux mécanismes les plus efficaces sont la dissipation turbulente de la marée d'équilibre et l'amortissement radiatif de la marée dynamique; le premier domine dans les étoiles à zone convective extérieure et le second dans celles qui possèdent une zone radiative externe. Après un bref historique, je présenterai l'état actuel du problème, et montrerai comment les propriétés dynamiques d'un système double (excentricité de l'orbite, rotation des composantes) peuvent nous renseigner sur son stade d'évolution, et sur les processus de transport de moment cinétique à l'intérieur des étoiles.


Our magnetic Sun.

Vendredi 21 Janvier 2005, 10h30

Eric PRIEST
University of St Andrews

The Sun continues to surprise us in many ways. This seminar gives an overview of some of the hot topics in solar research at present, in particular those that are dominated by the magnetic field and its subtle nonlinear interaction with the plasma atmosphere. Some of the latest high-resolution observations will be shown as well as recent advances in understanding solar flares and how the corona is heated.


Présentation du site de la Bibliothèque Virtuelle de l'ULP.

Vendredi 28 Janvier 2005, 10h30

Martine KAUFFMANN
Université Louis Pasteur de Strasbourg (ULP)

Le SCD de l'ULP, propose un nouveau portail documentaire ayant pour objectif de:
- rendre accessible à chaque utilisateur l'ensemble des ressources électroniques disponibles dans son domaine;
- proposer une interrogation simultanée de certaines de ces ressources via un métamoteur de recherche;
- permettre un accès plus rapide et aisé au texte intégral du document;
- proposer un espace personnel, permettant à chacun de constituer sa propre bibliothèque virtuelle.


Modélisation de l'extinction interstellaire en trois dimensions dans la Voie Lactée.

Vendredi 11 Février 2005, 10h30

Doug MARSHALL
Observatoire de Besançon

L'extinction interstellaire reste un obstacle majeur pour l'observation des étoiles dans la Voie Lactée et pour l'interprétation en terme de structure galactique. Nous avons développé une technique pour estimer l'extinction en trois dimensions dans le plan galactique. La distribution des couleurs d'étoiles en (K,J-K) du relevé 2MASS est comparée avec celle du modèle de la Galaxie de Besançon sans extinction. Si la fonction de luminosité et les lois de densité des différentes populations sont bien modélisées, la différence entre les distributions de couleur observées et modélisées est due à l'extinction. Apres avoir décrit la méthode et sa validation, je montrerai son application dans le plan galactique des régions internes (|l|<90°).


Introduction au calcul quantique.

Vendredi 25 Février 2005, 10h30

Frédéric MAGNIEZ
CNRS-LRI, Orsay

Chaque année les ordinateurs sont de plus en plus rapides, mais utilisent fondamentalement tous la même physique de Newton. Feynman s'est interrogé en 1982 sur cette restriction. L'idée de l'ordinateur quantique est d'utiliser des phénomènes quantiques pour mener à bien des tâches que nos machines ne savent pas réaliser aujourd'hui.

En partant de cette réflexion, Bennett et Brassard ont exhibé en 1984 le premier protocole quantique permettant des conversations chiffrées parfaitement sûres, alors qu'une telle sûreté inconditionnelle n'existe pas en classique. A l'opposé, Shor a montré en 1994 comment la plupart des systèmes cryptographiques classiques actuels deviendraient vulnérables par l'utilisation d'un ordinateur quantique (par ex : carte bleue, signatures numériques, conversation chiffrées...).

Dans cet exposé, je présenterai les notions importantes du calcul quantique ainsi que plusieurs exemples d'algorithmes battant leurs analogues classiques.


Aladin V3 multiview. Outil d'affichage, outil d'analyse.

Vendredi 4 Mars 2005, 10h30

Pierre FERNIQUE
Observatoire de Strasbourg

Au courant du mois de mars 2005, Aladin V3 multiview sera rendu public. Lors de ce séminaire je présenterai les possibilités de cette nouvelle version au moyen d'une démonstration en "live" sur des exemples concrets.

Aladin V3 intègre un grand nombre des fonctionnalités souhaitées par l'AVO Science Working Group (projet VO européen 2002-2004) ce qui l'a orienté de plus en plus vers un outil d'analyse (comparaison de champs par multivues, rééchantillonnage, blinking, recalibration astrométrique, calcul de nouvelles colonnes, filtrage des objets, cross-corrélateur, coupe de pixels, génération de vignettes,...)

Contexte : Le CDS base son activité sur 3 grandes bases de données et un certain nombre d'outils permettant leur exploitation. Ainsi le projet Aladin a donné jour a un outil graphique appelé "Aladin Java" qui a pris au cours des années une place de plus en plus importante dans la communauté astronomique.


A highly-ionized absorber in the X-ray binary 4U 1323-62: a new explanation for the dipping phenomenon.

Vendredi 11 Mars 2005, 10h30

Laurence BOIRIN
Observatoire Astronomique de Strasbourg

We report the XMM-Newton detection of narrow Fe XXV and Fe XXVI X-ray absorption lines at  7 keV in the persistent emission of the dipping low-mass X-ray binary (LMXB) 4U 1323-62. Such features have now been reported in a growing number of LMXBs seen almost edge-on, indicating that the highly ionized plasma probably originates in an accretion disk atmosphere or wind. During dipping intervals of 4U 1323-62, the strength of the Fe XXV feature increases while that of the Fe XXVI feature decreases, consistent with the presence of less strongly ionized material in the line-of-sight. As observed previously, the changes in the 1.0–10 keV spectrum during dips are inconsistent with a simple increase in absorption by cool material. However, the changes in both the absorption features and the continuum can be modelled self-consistently by variations in the properties of an ionized absorber. From persistent to deep dipping the photo-ionization parameter decreases while the equivalent hydrogen column density of the ionized absorber increases. No partial covering of any component of the spectrum, and hence no extended corona, are required. Since highly-ionized absorption features are seen from many other dip sources, this mechanism may also explain the overall changes in X-ray spectrum observed during dipping intervals from these systems.


Model atmospheres with PHOENIX.

Vendredi 18 Mars 2005, 10h30

Peter HAUSCHILDT
Hamburger Sternwarte

The PHOENIX model atmosphere package was designed from the outset to be as general as possible and to model objects all across the HRD and beyond (e.g., Novae and Supernovae). I will first give an overview about the methodology used in the code and the type of problems that have to be addressed. In the second part of the talk I will give an overview over selected results, from giant stars to extrasolar planets.


S


Asteroséismologie de l'étoile Ae de Herbig, HD 104237.

Vendredi 1er Avril 2005, 10h30

Torsten BOEHM
Observatoire de Midi-Pyrénées, Toulouse

Les étoiles Ae/Be de Herbig sont des objets jeunes, pré-séquence principale de masse intermédiaire (1.5-8 masses solaires). Elles montrent tous les signes d'une activité intense (émission dans les raies Ca II H et K, Mg II H etK, He I 5876 A, H-alpha, Ca II triplet IR, variabilité court terme de ces raies, émission X, etc.). Leprofil P Cygni de certaines de ces raies (H-alpha, Mg II H et K) et aussi l'observation de certaines raies particulières (C IV 1550 A, He I 5876 A) indiquent la présence de forts vents stellaires et de chromosphères étendues. Ces phénomènes peuvent être interprétés dans le cadre d'un modèle d'étoile à activité magnétique, potentiellement en interaction avec un disque d'accrétion circumstellaire (accrétion magnétosphérique). Or, d'après leur position dans le diagramme HR et les tracés évolutifs récents, les étoiles de Herbig ne devraient pas avoir de couche convective externe génératrice de champ magnétique. La subsistance d'un champ magnétique primordial ou l'existence d'un mécanisme de génération non-classique doit alors être invoqué afin d'expliquer les récentes découvertes de champ magnétiques dans ce type d'étoiles.

Il paraît de plus en plus clair que l'origine de l'activité provient en grande partie de l'intérieur de ces objets et non pas à une interaction forte avec les milieux circumstellaires. Il est alors indispensable de se concentrer sur une étude approfondie et détaillée de ces intérieurs. L'unique approche connue à nos jours capable de nous donner de réelles informations sur les intérieurs stellaires est celle de l'étude des oscillations stellaires, dite de l'astérosismologie.

F. Palla et M. Marconi ont prédit récemment par des travaux théoriques l'existence d'une bande d'instabilité traversant le domaine du diagramme HR des étoiles de Herbig (1998, A&A 507, L141). Depuis, plusieurs étoiles de Herbig se situant dans et proche de cette bande ont dévoilé leur nature d'étoile pulsante (voir Bóhm et al. 2004, A&A 427, 907); ce nombre est en croissance permanente. Pour obtenir un diagnostic astérosismologique précis il est indispensable de détecter le plus grand nombre de modes d'oscillations possible. Cela doit permettre d'acquérir des informations inégalées sur les intérieurs stellaires des étoiles Ae/Be de Herbig et donc de contraindre les modèles d'évolution des étoiles pré-séquence principale et d'expliquer leur activité incomprise à nos jours. Un premier pas dans cette direction a été franchi récemment par la découverte d'un nombre élévé de modes d'oscillations radiales et non-radiales dans une base de données spectroscopiques à haute résolution spectro-temporelle de l'étoile de Herbig prototype de l'hémisphère sud HD 104237 (Bóhm et al. 2004, A&A 427, 907). Leur identification est en cours par le biais de l'ajustement de modèles d'oscillation stellaires, ce qui permettra dans la suite de dériver des paramètres de l'intérieur de l'étoile.


Very light jets.

Vendredi 8 Avril 2005, 10h30

Martin KRAUSE
MRAO, Cambridge

The large radio cocoons of extragalactic jets have always raised the suspicion that their jets are extremely light. Due to the increasing computational power such jets have now become possible to simulate. I will show large scale magnetohydrodynamic simulations with density contrast down to 0.0001. Such simulations do not show just a scaled version of heavier jets, but new physics. E.g. below a certain density and size, non-relativistic jets are intrinsically unstable. This is important for the understanding of X-ray cavities and emission line halos in high redshift radio galaxies, as I will detail. The simulations come so close to the observed data that the reasons for the differences may be discussed now. From the shape and size of the X-ray cavities, the jet power may be deduced. For the object with the best available X-ray data, Cygnus A, a significant Lorentz factor on the 100 kpc scale is inevitable.


Les trous noirs primordiaux.

Vendredi 15 Avril 2005, 10h30

Aurélien BARRAU
Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie, Grenoble

(Résumé non parvenu)


Absorptions atomiques et moléculaires de GRS 1915+105 et SGR 1627-41.

Vendredi 22 Avril 2005, 10h30

Claude CHAPUIS
Service d'Astrophysique CEA Saclay et Université de Versailles

Une binaire X est constituée de deux astres, l'un étant une étoile et l'autre un objet compact - étoile à neutrons ou trou noir. La matière du compagnon est accrétée par l'objet compact en un disque d'accrétion dont l'essentiel du rayonnement est situé dans les X, d'où la dénomination binaire X.

GRS 1915+105 est une binaire X découverte en 1990. Siège d'éjections superluminiques observées dans le domaine radio, elle a été baptisée microquasar pour cette raison. Le compagnon de l'objet compact n'a été identifié que depuis peu comme une étoile de type K-MIII, du fait de la faible luminosité due à son type spectral et de la forte extinction visuelle. L'extinction interstellaire fut, dès la découverte du système, mesurée grossièrement à 30 mag. Des problèmes liés à cette forte valeur naissaient autour de l'explication des processus responsables de l'émission infrarouge. De plus, la limite supérieure de distance - 12 kpc - est très rapidement et par extension devenue La distance du système sans raison objective supplémentaire.

Une campagne d'observations millimétriques était nécessaire pour clarifier la nature de la composante moléculaire le long de la ligne de visée, afin de calculer l'extinction et contraindre la distance de ce système.

Une autre catégorie d'astres galactiques de haute énergie est particulièrement fascinante: les sources répétitives de rayonnement gamma - soft gamma repeater ou SGR -. La connaissance actuelle les classe dans une catégorie extrême d'étoiles à neutrons jeunes et fortement magnétisées - B=1014-1015G -. Le rayonnement gamma serait dû aux recombinaisons des lignes de champ magnétique dû à un tremblement de surface de l'étoile à neutrons. SGR 1627-41 est l'une de ces sources galactiques rares (trois dans notre Galaxie). La forte extinction en X de la contrepartie persistante par le satellite SAX suggérait une composante interstellaire riche qu'il convenait d'étudier.

Je montrerai comment, à l'aide d'observations croisées dans les X (XMM-Newton, SAX), dans le millimétrique (IRAM 30m et SEST - désormais APEX, prototype pour ALMA -), ainsi que dans la raie à 21 cm, il est possible de déterminer la distance d'astres galactiques de haute énergie, mais aussi leur extinction optique.

Je détaillerai les deux cas spécifiques du microquasar GRS 1915+105 et de la source répétitive de rayonnement gamma SGR 1627-41 en portant l'accent sur les résultats et leurs implications.


Les métadonnées à la Bibliothèque Nationale de France : une vue d'ensemble.

Vendredi 13 Mai 2005, 10h30

Emmanuelle BERMES
Bibliothèque Nationale de France

Dans la gestion d'une collection numérique, les métadonnées sont omniprésentes. Description et structure du document, administration de l'archive numérique, archivage et préservation, interfaces d'accès et d'échange : les métadonnées interviennent à chaque étape et sont indispensables pour assurer la cohérence et le fonctionnement de la bibliothèque numérique. A travers la présentation des différents formats, protocoles et choix techniques de la BNF, notamment METS et l'OAI, cette intervention donnera une vue d'ensemble de l'utilisation des métadonnées dans la mise en oeuvre d'une bibliothèque numérique.


New Developments in Core-Collapse Supernovae Simulations.

Vendredi 20 Mai 2005, 10h30

Rolf WALDER
Steward Observatory

In a first part I give an overview of the state of the art supernova theory, which shall provide elementary insights to the non-specialists and recalls the basic questions. The overview provides the basic observational facts, theoretical ideas on what actually sets the explosion and lightcurve scale, discusses 3 ideas on the explosion mechanism in some detail, and reviews the significant computational difficulties.

In the second part, I present new results from the first truly multi-dimensional neutrino-hydrodynamical simulations performed in the last year by the SciDAC (Scientific Discovery by Advanced Computing) collaboration of the University of Arizona. We provide a new set of testable predictions, from neutron star masses, rotation rates and kick velocities, to asymmetric neutrino signals, and gravitational waveforms. The new results shed light on the proposed explosion mechanisms which I critically comment. Finally, I will outline future perspectives of the field and give a short review of a new generation of computational tools which will allow to study supernova theory in much more detail and will allow to make comparisons to observations on a quantitative level for the first time.


The Cosmogony of Super-Massive Black Holes.

Vendredi 27 Mai 2005, 10h30

W.J. DUSCHL
ITA, Heidelberg & Steward Observatory, Tucson

Recent surveys, both in the optical and, in particular, in the X-ray regime, indicate that the most massive black holes (for instance in quasars) must have formed earlier and quicker than less massive ones. We show that the rapid formation of super-massive black holes in quasars can indeed be understood in terms of major galaxy mergers followed by disk accretion. Weaker galaxy interactions lead to less compact and less massive accretion disks which take considerably longer to grow a (consequently less massive) black hole. Due to the expansion of the cosmos, strong interactions become less likely with time and thus lead to the formation of fewer and fewer very massive black holes.


Mesures et implications dynamiques des flux de matière noire au travers des halos galactiques.

Vendredi 3 Juin 2005, 10h30

Dominique AUBERT
Max-Planck-Institut fuer Astrophysik, Garching

Les grands relevés du ciel permettent dorénavant de considérer les propriétés des galaxies dans toute leur diversité. En particulier, les distributions de propriétés morphologiques ( e.g. spirales, gauchissement, épaississement du disque, distributions des satellites, distribution de matière noire) traduisent des processus dynamiques qui impliquent à la fois les propriétés intrinsèques de ces objets et leurs interactions avec l'environnement. De telles données devront être interprétées via des modèles ayant la même précision et le même dégré de représentativité que les observations. A cette fin, la compréhension théorique de ces processus dynamiques devra également se faire en termes de populations via une approche statistique.

Au vu de ce contexte, je présenterai la mise en place d'un cadre théorique permettant d'étudier statistiquement la dynamique des systèmes galactiques, en me restreignant aux halos de matière noire. Ce cadre repose sur une approche hybride. D'une part, la dynamique non linéaire des halos ouverts est décrite analytiquement dans une approche perturbative. J'expliquerai comment cette théorie permet d'exprimer les caractéristiques statistiques des halos en fonction des propriétés de leurs environnements, garantissant une étude directe en termes de populations. D'autre part, les propriétés statistiques des interactions des halos avec leur voisinage sont décrites en termes de flux de matière noire et sont extraites de simulations cosmologiques. J'exposerai les résultats sur l'accrétion par les halos (accrétion moyenne, propriétés cinématiques, anisotropie) obtenus via un grand volume d'univers simulé. Ces flux décrivent la façon dont le halo perçoit son environnement et constituent les "entrées" au modèle dynamique.

A terme, l'établissement d'un lien entre propriétés des environnements et dynamique interne des halos permettra de prédire les propriétés statistiques de la répartition de matière noire au sein des halos. Al'inverse, les traceurs indirects de cette répartition (émission X, cartes SZ, lensing...) mettront des contraintes sur les modèles sous-jacents des halos, sur les caractéristiques réelles des flux et plus généralement, testera notre compréhension de la dynamique des halos dans un contexte cosmologique.


The impact of micro-lensing surveys on variable star research.

Vendredi 10 Juin 2005, 10h30

Martin GROENEWEGEN
Instituut voor Sterrenkunde, Leuven

The micro-lensing surveys carried out over the last few years (OGLE, MACHO, EROS) have revolutionised the research on variable stars by providing large samples of objects with long and uniform sampling in the time domain. I will present a general overview of results, and present more details on RR Lyrae, Cepheids, Miras and Eclipsing Binaries.


The Universe in a supercomputer: From the first quasars to the large-scale galaxy distribution.

Vendredi 17 Juin 2005, 10h30

Volker SPRINGEL
Max-Planck-Institut fuer Astrophysik, Garching

I present first results from the `Millennium Simulation', the largest cosmological N-body calculation performed to date. Using an unprecedented 10^10 particles to represent cold dark matter, we track structure growth with a spatial resolution of 16 thousand light-years within a typical region of the Universe more than 2 billion light-years across. Approximately 20 million dark matter halos form in this region and we follow post hoc the formation of visible galaxies within them, using simple physical models for the cooling and condensation of gas, for its transformation into stars, for the growth of supermassive black holes in galaxy cores, and for the associated energetic feedback processes. We construct complete catalogs of galaxies brighter than 10 per cent of the characteristic luminosity in a volume comparable to those probed by the new generation of large galaxy surveys, the `2-degree field' galaxy redshift survey (2dFGRS) and the SDSS. Our model galaxies reproduce the small-scale clustering seen in the 2dFGRS remarkably well. On large scales we demonstrate that `baryon wiggles', corresponding to the acoustic peaks in the cosmic microwave background radiation, are present in the galaxy clustering pattern, raising the exciting possibility that the evolution of cosmic dark energy may be measured by the next generation of galaxy surveys.


The most stable configuration: a history of the neutron star.

Vendredi 24 Juin 2005, 10h30

Tricia KOENIG
Institut de Recherches Interdisciplinaires sur les Sciences et les Technologies, Université Louis Pasteur, Strasbourg

In February 1932, James Chadwick announced the discovery of a new particle at the Cavendish Laboratory. The neutron was considered to be a particle composed of a proton and an electron until conclusive evidence established that the neutron was actually an elementary particle in about mid-1934. In the fall 1933, two astronomers, Walter Baade and Fritz Zwicky, formulated their supernovae theory. Their theory explained supernovae as a mechanism that produced neutron stars and cosmic rays, while concurrently coining the terms supernova and neutron star. Despite the hazy status and definition of a neutron at the time, it was implemented into astrophysics rather quickly. How did the neutron jump from nuclear physics communities to astrophysics? What definition did Baade and Zwicky attribute to their neutron and how did this definition shape neutron star theories?

A further dimension of this history considers other events in astronomy in the 1930s; notably, theories of whitedwarfs, observations of dark matter, and ideas revolving around supernovae. Where does the neutron star fit into the larger scheme of things? How was the hypothesis received? Who were Walter Baade and Fritz Zwicky? What was their role in astronomy and astrophysics of this era?


The Fe/Mg abundance ratio: A diagnostic of nucleosynthesis at high-Z ?

Vendredi 8 Juillet 2005, 10h30

Frederic BRUHWEILER
Institute for Astrophysics & Computational Sciences, Catholic University of America (CUA/IACS) and NASA/Goddard Space Flight Center

The Fe/Mg abundance ratio may be one of the fundamental indicators for nucleosynthesis in the Early Universe. Even at the highest redshift, QSO broad-lined regions (BLRs) exhibit prominent 2000-3000A Fe II(UV) band and Mg II 2800A resonance doublet emission in the restframe UV. The Mg is formed in Type-II SNe, while Fe has been traditionally thought to be produced in Type Ia SNe. These different origins and timescales for production imply variable Mg/Fe and a sharp falloff in Fe abundance at very high-z. However, this prediction is clouded by uncertainties about the nature of the first stars and in the nuclear yields from supernovae models.

Nonetheless, observed Fe II(UV)/Mg II emission ratios show large scatter from 1 to 20, with no falloff up to z   6.4. In many cases, a simple interpretation implies that some QSOs are super-rich in Fe. Our theoretical studies of Fe II in QSO BLRs show that Fe and Mg abundance cannot be directly deduced from the observed Fe II(UV)/Mg II, because it is sensitive to ionizing flux and microturbulence, as well as abundance. Observationally, support for a luminosity dependance comes from SDSS data for QSOs that show a FeII(UV)/Mg II correlation with luminosity at z   1.8-2.0. Our modeling indicates that the (4000-6000A) Fe II(Opt) emission band combined with the Fe II(UV) quantifies microtubulence and luminosity. The modeling process is still evolving. Much remains to be done, both theoretically and observationally, before we understand the physics of QSO spectra and what it signifies for elemental enrichment at high-Z.



Rodrigo Ibata, Observatoire Astronomique de Strasbourg