| Annie Baglin | Conférence finale: Les étoiles et CoRoT à l'aube du
XXIième siècle |
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| Kévin Belkacem | Theoretical amplitudes of asymptotic solar gravity modes |
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| Robert Deupree | Structure, Pulsation, and Observables of Rapidly Rotating Stars |
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Rapidly rotating stars pose many issues that test our ability to model them and
to understand what observations are telling us about them. I will first propose
a working definition of "rapid" rotation and then will describe a collection of
theoretical tools which can aid in understanding observational results. These
observational results include the magnitude, colours, spectral energy
distribution, individual line profiles, and pulsation modes. Results are
presented which demonstrate the effects of rotation on each of these
observables, and the caution is made that all of these must be included when
trying to deduce the properties of stars that rapidly rotate.
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| Marc-Antoine Dupret | Processus énergétiques dans les étoiles pulsantes |
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| Marie-Jo Goupil | Diagnostics sismiques pour les etoiles massives en rotation rapide |
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| Irina Kitiashvili | Modelling and prediction of solar cycles using data assimilation methods |
| Variations of solar activity are a result of a complicate
dynamo process in the convection zone. We consider this phenomenon in the
context of the sunspot number variations, which have detailed observational data
during the past 23 solar cycles. However, despite the known general properties
of the solar cycles a reliable forecast of the 11-year sunspot number is still a
problem. The main reasons are imperfect dynamo models and deficiency of the
necessary observational data. To solve this problem we propose to use data
assimilation methods. These methods combine observational data and models for
best possible, efficient and accurate estimates of the physical properties,
which cannot be observed directly. They are capable of providing a forecast of
the system future state. It is demonstrated that the Ensemble Kalman Filter
(EnKF) method can be used to assimilate the sunspot number data into a
non-linear mean-field dynamo model, which takes into account dynamics of the
turbulen! t magnetic helicity. I present the results of application of this data
assimilation method for characterization of the solar cycles and for prediction
of the sunspot number. Potentials of the data assimilation methods for solar
dynamo modeling are also discussed. |
| Alexander Kosovichev | Advances in global and local helioseismology: an
introductory review |
| Observations of solar oscillations from ground-based networks (GONG, BiSON) and space missions SOHO and
Hinode provided unique data for investigation of the internal structure and dynamics of the Sun by helioseismology. I
will discuss the basic principles of helioseismology, and present an overview of recent observational results,
including the seismic radius, differential rotation, meridional circulation, tachocline, the structure and dynamics
of sunspots and magnetic active regions. I will also present new observations of `sunquake' events produced by solar
flares. |
| François Lignières | Structure asymptotique
du spectre de fréquences acoustiques |
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| Stéphane Mathis | Transport par les ondes dans les intérieurs stellaires |
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Dans ses grandes lignes, l'évolution stellaire est assez bien décrite par
les modèles standards. Cependant, des désaccords quantitatifs subsistent entre
la théorie et les observations. La seule façon d'améliorer la modélisation
des étoiles est alors d'introduire des processus physiques supplémentaires
comme l'overshooting, la perte de masse ou bien le mélange partiel des zones
radiatives sous l'action de la rotation aussi appelé transport rotationnel. Les
mécanismes hydrodynamiques de ce dernier (circulation méridienne et turbulence
de cisaillement) ont été traités et appliqués aux étoiles massives ainsi
qu'aux étoiles évoluées ce qui conduit à des résultats en bien meilleur
accord avec les observations.
Cependant, des zones d'ombre subsistent encore, notamment concernant les
étoiles de faibles masses où un mécanisme de transport supplémentaire est
nécessaire pour expliquer le profil de rotation des intérieurs radiatifs, les
deux processus physiques à examiner étant le champ magnétique et les ondes
internes. C'est sur ces dernières que portera notre exposé. En premier
lieu, un bilan des travaux effectués depuis maintenant plus d'une décennie
sera présenté. Puis nous discuterons les faiblesses des modèles utilisés pour
exposer les avancées les plus récente dans la description physique de ce
mécanisme de transport. Enfin, nous discuterons les points durs qui doivent être
traités en nous concentrant tout particulièrement sur le problème de
l'excitation des ondes.
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| Richard Muller | La photosphere solaire |
| On fera une présentation des propriétés des différentes
structures, dynamiques et magnétiques, observées dans la photosphère solaire, en
dehors des régions actives, principalement sur des bases observationnelles.
Après la description de leurs propriétés, on fera le point sur les
interprétations physiques qui en sont données. Le premier exposé sera consacré à
la dynamique de l'atmosphère, telle qu'on l'observe à la surface calme du
Soleil; on y présentera les propriétés des trois échelles de mouvement
observées: granulation, mésogranulation, supergranulation, ainsi que les modèles
qui tentent de les interpréter. Si l'origine de la granulation semble être
relativement bien comprise, ce n'est pas encore le cas pour la mésogranulation
et la supergranulation. Le deuxième exposé traitera du magnétisme dans la
photosphère calme, en dehors des régions actives. Le champ magnétique y a deux
composantes bien distinctes, aux propriétés nettement différentes: le réseau
photosphérique aux limites des supergranules et le champ interne au réseau. On
présentera leurs propriétés à la lumière des résultats récents apportés par le
magnétographe embarqué sur la sonde HINODE, et par quelques autres
magnétographes très performants équipant des télescopes au sol. L'origine du
champ magnétique dans le réseau et à l'intérieur sera discuté sur la base de
divers modèles.
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| Jean-Pierre Rozelot | Solar oblateness and solar cycle, from Princeton 1966 to space dedicated missions, up to 2010: a review. |
| Depuis la plus haute Antiquité, la forme du Soleil n'a cessé
d'évoluer, d'un disque plat à l'hélioide d'aujourd'hui, en passant par le
sphéroïde du XVIII ième siècle. A cette époque, la recherche d'une valeur
crédible d'un aplatissement solaire pouvait conduire à une explication de
l'avance observée du périhélie de Mercure. On commencera donc cet exposé en
donnant un aperçu historique des connaissances, théoriques et observationelles
de l'aplatissement solaire, en les situant dans une perspective pré-relativiste.
Curieusement, jusque vers les années 1965, aucune nouvelle avancée n'est faite
concernant l'aplatissement solaire, jusqu'aux nouvelles mesures de Dicke à
Princeton en 1965. Les valeurs trouvées permettaient de conforter leur théorie
alternative à la RG, connue sous le nom de Brans-Dicke. On montera en quoi des
mesures que l'on sait aujourd'hui erronées ont permis de faire prospérer des
idées nouvelles. On donnera alors l'ensemble des mesures effectuées depuis lors,
jusqu'aux mesures sols du Pic du Midi, couvrant un cycle solaire, et celles
spatiales de SoHo et de RHESSI, en les situant dans un cadre relativiste.
En effet, d'un point de vue physique, l'aplatissement solaire est lié au moment
gravitationnel J2, lequel intervient directement dans les théories PPN de la
relativité. On montrera donc comment les observations anciennes (radar Mercure
par exemple) ou actuelles (Laser Lune, sonde Cassini\u2026), contraignent les
paramètres PPN, et laissent \u2013ou non- de la place à des théories
alternatives à la RG.
On conclura cet exposé sur l'historique des mesures de l'aplatissement solaire
dans un cadre relativiste, en évoquant les missions spatiales en cours ou
programmées (SDO, Dynamiccs, Spheris) qui reprennent, au moins pour partie, les
objectifs décrits ici. |
| Anne Thoul | Les pulsations des étoiles massives |
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| Sylvaine Turck-Chièze | Etude du coeur du Soleil |
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| Reza Samadi | Processus d'excitation des modes par la convection turbulente |
| The uppermost part of the solar convective zone is the place of vigorous turbulent motions. These turbulent
motions generate incoherent acoustic pressure fluctuations. A very small fraction of the associated kinetic energy
goes - through stochastic processes - to the proper modes of the solar cavity. These stochastic driving processes are
usually modeled following the theoretical approach of Goldreich & Keely (1977). I will present here the theoretical
basis of this approach. I will also present some recent improvements as well as some applications performed with
different seismic observations. |
| Virginie Vaté | Conférence extraordinaire : Pratiques rituelles
contemporaines chez les éleveurs de rennes de Tchoukotka (Sibérie) |
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| Sylvie Vauclair | De l'heliosismologie à l'astérosismologie : récents développements |
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