Séminaire MHD (SEMHD)

L’objectif du séminaire MHD, ou SEMHD, est de créer un lien entre les différentes communautés intéressées par le champ magnétique (origine, structure, influence) en Astrophysique et en Géophysique.
Ce séminaire mensuel regroupe la même matinée deux interventions complémentaires sur un même thème, l’une concernant l’approche observationnelle et les contraintes qui en découlent, l’autre présentant l’état de l’art sur la compréhension théorique et numérique de ces observations.
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Liste complète des enregistrements de ce cycle par ordre chronologique :

• Le champ magnétique terrestre du 30 janvier 2006 — Jean-Pierre Valet
  
  
• Le champ magnétique terrestre du 30 janvier 2006 — Emmanuel Dormy
  
  
• Le champ magnétique dans le milieu interstellaire du 27 février 2006 — Edith Falgarone
  
  
• Le champ magnétique dans le milieu interstellaire du 27 février 2006 — Patrick Hennebelle
  
  
• Le champ magnétique dans les disques d’accrétion du 3 avril 2006 — Sylvie Cabrit
  
  
• Le champ magnétique dans les disques d’accrétion du 3 avril 2006 — Steve Balbus
  
  
• Le champ magnétique dans la photosphère et la couronne solaire du 24 avril 2006 — Véronique Bommier
  
  
• Le champ magnétique dans la photosphère et la couronne solaire du 24 avril 2006 — Guillaume Aulanier
  
  
• Les taches solaires du 29 mai 2006 — Nigel Weiss
  
  
• Les taches solaires du 29 mai 2006 — Rolf Schlichenmaier
  
  
• Les taches solaires (questions aux intervenants) du 29 mai 2006 — Rolf Schlichenmaier et Nigel Weiss
  
  
• Le champ magnétique en cosmologie du 12 juin 2006 — Jean-Loup Puget
  
  
• Le champ magnétique en cosmologie du 12 juin 2006 — Mathieu Langer
  
  
• Champ magnétique et jets protostellaires : indices observationnels du 25 septembre 2006 — Catherine Dougados
  
  
• Champ magnétique et jets protostellaires : théorie et modèles du 25 septembre 2006 — Fabien Casse
  
  
• Solar Wind Magnetospheres Interaction / Interaction vent solaire et magnétosphère du 23 octobre 2006 — Gérard Belmont
  
  
• Physique aurorale du 23 octobre 2006 — Fabrice Mottez
  
  
• Observation des binaires X, propriétés spectrales et QPO du 27 novembre 2006 — Jérôme Rodriguez
  
  
• Instabilité d’accrétion-éjection, oscillations quasi-périodiques et scénario de crues magnétiques du 27 novembre 2006 — Michel Tagger
  
  
• Théorie MHD et applications aux observations solaires du 22 décembre 2006 — Pascal Demoulin
  
  
• Interactions entre échelles et rôle de l’hélicité : contraste entre fluides et MHD du 22 décembre 2006 — Annick Pouquet
  
  
• Seismic Probing of the Dynamics of the Solar Interior du 29 janvier 2007 — Michael Thompson
  
  
• Rotating convective dynamos: problems with mean field theory du 29 janvier 2007 — David Hughes
  
  
• Les champs magnétiques de Jupiter et Saturne du 26 février 2007 — Renée Prangé
  En raison d’une indisponibilité de dernière minute, M. Philippe Zarka a été remplacé par Mme Renée Prangé.
  
• Periodic problems, dynamic thought and inductive reasoning: Saturn’s magnetism du 26 février 2007 — David Southwood
  L’exposé de M. Southwood est en français, la partie questions/réponses est en anglais.
  
• Satellite and ground-based observation of the internal and external sources of the Earth’s magnetic field du 26 mars 2007 — Arnaud Chulliat
  
  
• Mechanisms of historical geomagnetic field evolution du 26 mars 2007 — Christopher Finlay
  
  
• L’expérience de dynamo VKS : aspects expérimentaux du 23 avril 2007 — Nicolas Mordant
  
  
• L’expérience de dynamo VKS : aspects théoriques du 23 avril 2007 — François Pétrélis
  
  
• Le champ magnetique dans le milieu interstellaire atomique du 4 juin 2007 — Marc-Antoine Miville-Deschênes
  
  
• Le champ magnetique dans le milieu interstellaire atomique du 4 juin 2007 — Shu-ichiro Inutsuka
  
  
• Processus magnétiques dans les étoiles complètement convectives : observations du 18 juin 2007 — Jean-François Donati
  Magnetism of red and brown dwarfs: exploring the dark multitude
  
• Processus magnétiques dans les étoiles complètement convectives : théorie du 18 juin 2007 — Boris Dintrans
  Magnetism in fully convective dwarfs. II Overview of the models
  
• Star-Disk interactions in young, low-mass stars: observational constraints / Le champ magnétique des étoiles jeunes du 15 octobre 2007 — Thierry Montmerle
  
  
• Turbulence and dynamos in protostellar discs / Le champ magnétique des étoiles jeunes du 15 octobre 2007 — Axel Brandenburg
  
  
• Le vent solaire : revue observationnelle du 22 octobre 2007 — Karine Issautier
  
  
• Coronal Heating and Solar Wind Acceleration: from isothermal winds to Alfénic turbulence / Le vent solaire du 22 octobre 2007 — Marco Velli
  
  
• Vent solaire, turbulence et MHD Hall du 17 décembre 2007 — Sébastien Galtier
  
  
• Turbulence dans le vent solaire du 17 décembre 2007 — Thierry Passot
  
  
• Équilibre magnétostrophique dans un écoulement de Couette sphérique : expérience Derviche Tourneur Sodium du 14 avril 2008 — Henri-Claude Nataf
  
  
• Simulations numériques d’écoulements MHD et dynamo de Couette sphérique du 14 avril 2008 — Philippe Cardin
  
  
• Simulations numériques de la turbulence MHD dans les disques du 26 mai 2008 — Sébastien Fromang
  
  
• Contraintes observationnelles des disques proto-planétaires du 26 mai 2008 — Jean-Charles Augereau
  
  
• From the double pulsar to magnetars: Observational constraints for neutron-star magnetospheres du 20 octobre 2008 — Michael Kramer
  The talk reviews the basic emission properties of pulsars and aims at finding a particular set of characteristics that is able to constrain relevant emission theories. This is done by contrasting the properties of normal pulsars, millisecond pulsars, and also magnetars. Some unexpected lessons can also be learnt from systems like the Double Pulsar. The talk prepares the discussion of possible theoretical explanations to be presented in the following talk.
  Bibliographie :
  – Lorimer D.R. & Kramer M., Handbook of Pulsar Astronomy (Cambridge, Cambridge University Press, 2005).
  – Lyne A. & Graham-Smith F., Pulsar Astrophysics (Cambridge, Cambridge University Press, 2006).
  
• Theory of pulsar magnetosphere: From radio to high-energy pulsed emission du 20 octobre 2008 — Jérôme Pétri
  Although discovered 40 years ago, pulsars remain astrophysical objects of enigmatic behavior. We can summarize our current theoretical knowledge by saying that they are strongly-magnetized rotating neutron stars (Michel, 1991). To date, indeed, no self-consistent model is able to either predict their observed emission spectrum or explain the acceleration and radiation (from radio to high-energy gamma-ray) mechanism of particles. Nevertheless, an important effort towards modeling the pulsar magnetosphere seems to provide a satisfactory picture of what a pulsar is.
  To begin with, I will briefly review the main observational facts about pulsar emission properties. I will then expose the different existing models able to describe pulsed radiation from radio frequencies up to high-energy gamma-rays. Finally, I will discuss in detail an alternative scenario accounting for the production of high-energy pulsed emission, which is related to a peculiar structure called striped wind, whose geometrical configuration is very similar to the solar wind (Coroniti, 1990; Michel, 1994; Bogovalov, 1999). I will show that the polarization of the synchrotron emission emanating from such a geometry is in agreement with recent optical observations from the Crab pulsar (Pétri & Kirk, 2005).
  Extrapolating to the highest energies through inverse Compton scattering, I compute and reproduce the light curves and phase-resolved spectral variability of some gamma-ray pulsars. Indeed, with the help of the striped wind model, I can fit observations above 10 MeV for the Vela and Geminga pulsars (Fierro et al. 1998). The recent launch of the GLAST satellite, working between 20 MeV and 300 GeV, will allow a detailed study of the gamma-ray radiation and therefore of the acceleration process in a pulsar magnetosphere. Eventually, a discrimination between the proposed models will be possible.
  Bibliographie :
  – Bogovalov S.V., Astron. Astrophys., 349 (1999), 1017.
  – Coroniti F.V., Astrophys. J., 349 (1990), 538.
  – Fierro J.M., Michelson P.F., Nolan P.L., Thompson D.J., Astrophys. J., 494 (1998), 734.
  – Michel F.C., Theory of Neutron-Star Magnetospheres (Chicago, Chicago University Press, 1991).
  – Michel F.C., Astrophys. J., 431 (1994), 397.
  – Pétri J. & Kirk J.G., Astrophys. J., 627 (2005), L37.
  
• Détection des planètes extra-solaires par émission d’ondes radio du 24 novembre 2008 — Philippe Zarka
  Planet-star plasma interaction can be described as the interaction of a plasma flow with an obstacle, each being possibly magnetized. Examples of the four possible situations are found in our Solar system, with an intense radio emission being produced in three cases out of four, when either the flow or the obstacle is strongly magnetized. Scaling laws are derived which relate the emitted radio power to that dissipated in the various corresponding flow-obstacle interactions. They are generalized as a "radio-magnetic" scaling law between the output radio power and the magnetic energy flux convected onto the obstacle.
  Extrapolating to the case of exoplanets, we find that hot Jupiters may produce a very intense radio emission due to planetary magnetospheric interaction with a strong stellar wind, reconnection between planetary and stellar magnetic fields, or unipolar interaction between the planet and a magnetic star (or strongly magnetized regions of the stellar surface). The emitted radio power is expected in the hecto-decameter range with intensities 1E3 to 1E6 times that of Jupiter (unless some "saturation" mechanism is at work). Corresponding flux densities should be detectable at the ten-parsec range with modern radio arrays. We briefly discuss ongoing observational searches as well as the interests of direct radio detection.
  Bibliographie :
  – Griessmeier J.-M., Zarka P., and Spreeuw H., "Predicting low-frequency radio fluxes of known extrasolar planets", Astron. Astrophys., 475 (2007), 359–368.
  – Jardine M., and Cameron A.C., "Radio emission from exoplanets: The role of the stellar coronal density and magnetic field strength", Astron. Astrophys., 490 (2008), 843–851.
  – Zarka P., "Auroral radio emissions at the outer planets: Observations and theories", J. Geophys. Res., 103 (1998), 20159–20194.
  – Zarka P., "Plasma interactions of exoplanets with their parent star and associated radio emissions", Planet. Space Sci., 55 (2007), 598-617.
  
• Théorie des émissions radio planétaires du 24 novembre 2008 — Philippe Louarn
  Parmi les diverses théories proposées pour la génération des ondes radio dans les régions aurorales (de haute latitude) des magnétosphères planétaires, seule celle de l’instabilité maser cyclotron rend compte de l’ensemble des caractéristiques observées. Le fonctionnement de l’instabilité est ici décrit en détail et placé dans le contexte des magnétosphères planétaires : condition de résonance électron-onde et taux de croissance, critères d’instabilité, fonctions de distribution électronique instables comme source d’énergie, origine de ces distributions, lien avec les sous-orages, rôle de l’hétérogénéité spatiale de la source, rôle d’une cavité de plasma comme région source, saturation de l’instabilité... Cette description est fondée sur les mesures in situ effectuées par les sondes spatiales circumterrestres comme Viking et FAST, et les résultats sont transposables aux émissions radio de Jupiter, Saturne et de toutes les planètes magnétisées.
  Bibliographie :
  – Louarn P., "Auroral planetary radio emissions: Theoretical aspects", Adv. Space Res., 12 (1992), (8)121–(8)134.
  – Treumann R.A., "The electron–cyclotron maser for astrophysical application",Astron. Astrophys. Rev., 13 (2006), 229–315.
  – Wu C.S., "Kinetic cyclotron and synchroton maser instabilities: Radio emission processes by direct amplification of radiation", Space Sci. Rev., 41 (1985), 215-298.
  
• The evolution of supermassive black-hole mass and spin in galactic nuclei du 3 décembre 2008 — Andrew King
  
  
• The magneto-spheric accretion onto young objects: An observational review du 2 février 2009 — Jérôme Bouvier
  Young solar-type stars, the so-called T Tauri stars, possess strong and complex magnetic fields, whose strength and topology are now directly measured through spectropolarimetric techniques. These strong fields disrupt the inner accretion disk over a distance of a few stellar radii, thus leading to magnetic funnel flows connecting the inner edge of the disk to the stellar surface, to hot spots which are the signature of accretion shocks as the free-falling gas hits the stellar surface near the magnetic poles, and to an inner disk warp as the gas and dust in the inner disk are lifted up away from the central plane by the large-scale stellar magnetic field. I will provide a summary of the observational evidence available so far for strong magnetic fields in young stars, inner disk truncation, accretion funnel flows, accretion shocks, and associated outflows. I will also discuss the evidence for instabilities in these MHD process which are observed to be strongly variable on timescales ranging from a few hours to several years. Eventually, I will discuss the implications of magnetospheric accretion-ejection processes for the angular momentum evolution of young stars.
  Bibliographie :
  – Bouvier J., Alencar S., Harries T., Johans-Krull C.M., Romanova M.M., 2007, "Magnetospheric accretion in classical T Tauri stars", in Protostars & Planets V, eds B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil, p. 479.
  – Bouvier J., Appenzeller I., eds, 2007, Star-disk interaction in young stars, IAU Symposium 243, Cambridge University Press.
  
• The magneto-spheric accretion onto young objects: A theoretical review du 2 février 2009 — Claudio Zanni
  In this talk I will review the main theoretical aspects concerning the interaction between the magnetosphere of a young forming star and a surrounding accretion disk. Nowadays, it is clear that young stars are magnetically active, having large-scale magnetic fields of a few kG. Such a field is strong and extensive enough to control the accretion onto the star and to play a crucial role in the regulation of the stellar angular momentum. In fact, one of the most puzzling aspects of low-mass protostars (so called T Tauri stars) is that they exhibit slow and constant rotation periods (3–10 days, well below their break-up speed) despite the fact that they are still actively accreting and contracting.
  Referring to analytical and numerical arguments, I will first analyze the mechanism which leads to the truncation of the disk and the formation of accretion funnels onto the surface of the star. I will then elucidate different solutions to balance the stellar spin-up due to the accretion torque and to contraction. In order to evaluate their efficiency, I will show results of numerical MHD simulations and describe different interaction regimes between the magnetosphere and the accretion disk.
  Bibliographie :
  • Analytical works
  – Ghosh P., Lamb F.K., 1979, Astrophys. J., 232, 259.
  – Koldoba A.V., Lovelace R.V.E., Ustyugova, G.V., Romanova M.M., 2002, Astron. J., 123, 2019.
  – Li J., Wilson G., 1996, Astrophys. J., 527, 910.
  – Matt S., Pudritz R.E., 2005a, Montly Notices Roy. Astron. Soc., 356, 167.
  – Matt S., Pudritz R.E., 2005b, Astrophys. J., 632, L135.
  – Mohanty S., Shu F.H., 2008, Astrophys. J., 687, 1323.
  – Ostriker E.C., Shu F.H., 1995, Astrophys. J., 447, 813.
  – Shu F., Najita J., Ostriker E., Wilkin F., Ruden S., Lizano S., 1994, Astrophys. J., 429, 781.
  – Uzdensky D.A., Konigl A., Litwin C., 2002, Astrophys. J., 565, 1191.
  • Numerical works
  – Bessolaz N., Zanni C., Ferreira J., Keppens R., Bouvier J., 2008, Astron. Astrophys., 478, 155.
  – Goodson A.P., Winglee R.M., 1999, Astrophys. J., 524, 159.
  – Long M., Romanova M.M., Lovelace R.V.E., 2005, Astrophys. J., 634, 121.
  – Long M., Romanova M.M., Lovelace R.V.E., 2008, Astrophys. J., 386, 1274.
  – Miller K.A., Stone J.M., 1997, Astrophys. J., 489, 890.
  – Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V., Lovelace R.V.E., 2002, Astrophys. J., 578, 420.
  – Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V., Wick J.V., Lovelace R.V.E., 2003, Astrophys. J., 595, 1009.
  – Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V., Lovelace R.V.E., 2004, Astrophys. J., 610, 910.
  
• Influence of turbulence and magnetic field on the star-formation process: An observational review du 3 avril 2009 — Philippe André
  While gravity is believed to be the main player in the star formation process, turbulence and magnetic fields have been invoked to play a major role in regulating the star formation rate in giant molecular clouds. I review the properties of low-mass dense cores as derived from observations and discuss them in the context of the current debate between two extreme paradigms for the star/core formation process: the quasi-static, magnetic picture vs. the dynamic, turbulent picture.
  Neither of these extreme scenarios can explain all observations. Pure ambipolar diffusion has relatively long growth times for typical ionization levels and has difficulty satisfying core lifetime constraints. It is also inconsistent with the relative mass-to-magnetic-flux ratio between core and envelope recently measured in a few cases through Zeeman observations. Purely hydrodynamic pictures have trouble accounting for the observed spatial distribution of cores and young stellar objects within cloud complexes and for the low velocity dispersion measured within and around individual cores. Furthermore, there is strong evidence from, e.g., polarization studies that the envelopes of nearby clouds such as Taurus and the Pipe Nebula are magnetically dominated. A possible favorable scenario is a mixed model involving gravitational fragmentation and MHD turbulence in molecular clouds close to magnetic criticality.
  Bibliographie :
  – André P., Basu S., Inutsuka S. "The Formation and Evolution of Prestellar Cores", in Structure Formation in Astrophysics, éd. G. Chabrier, Cambridge University Press, 2008 (astro-ph/0801.4210).
  – André P., Ward-Thompson D., Barsony M. "From Prestellar Cores to Protostars: the Initial Conditions of Star Formation", in Protostars and Planets IV, éd. V. Mannings, A. Boss, S. Russell (Tucson: Univ. Arizona Press, 2000), p. 59.
  – Crutcher R., Hakobian N., Troland T. "Testing Magnetic Star Formation Theory", Astrophys. J., 692 (2009), 844.
  – Heiles C., Crutcher R.M. "Magnetic Fields in Diffuse HI and Molecular Clouds", in Cosmic Magnetic Fields, éd. R. Wielebinski & R. Beck, LNP, 2005, 664, 137.
  – Heyer M., Brunt C. "The Universality of Turbulence in Galactic Molecular Clouds", Astrophys. J., 615 (2004), L45.
  – Heyer M. et al. "Magnetically Aligned Velocity Anisotropy in the Taurus Molecular Cloud", Astrophys. J., 680 (2008), 420.
  – Larson R. "Turbulence and star formation in molecular cloud", MNRAS, 194 (1981), 809.
  – Troland T., Crutcher R. "Magnetic Fields in Dark Cloud Cores: Arecibo OH Zeeman Observations", Astrophys. J., 680 (2008), 457.
  – Ward-Thompson D., André P., Crutcher R. et al. "An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores II: Evolution Toward the Initial Mass Function", in Protostars and Planets V, éd. B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil (Tucson: University of Arizona Press, 2007), p. 33.
  
  
• Influence of turbulence and magnetic field on the star-formation process: A theoretical review du 3 avril 2009 — Ralf Klessen
  Stars form by gravoturbulent fragmentation of interstellar gas clouds. The supersonic turbulence ubiquitously observed in Galactic molecular gas generates strong density fluctuations with gravity taking over in the densest and most massive regions. Collapse sets in to build up stars and star clusters.
  Turbulence plays a dual role. On global scales it provides support, while at the same time it can promote local collapse. Stellar birth is thus intimately linked to the dynamical behavior of parental gas cloud, which governs when and where protostellar cores form, and how they contract and grow in mass via accretion from the surrounding cloud material to build up stars. The thermodynamic behavior of the star forming gas plays a crucial part in fragmentation and influences the stellar mass function as well as the dynamic properties of the nascent stellar cluster.
  I will discuss our current understanding of molecular cloud formation in the disk of our Milky Way. In particular, I will focus on the characteristics of interstellar turbulence and on the effects of magnetic fields in star formation.
  Bibliographie :
  • Reviews on Star Formation:
  – Ballesteros-Paredes et al., in Protostars and Planets V, 2007, p. 63.
  – Mac Low & Klessen, Reviews of Modern Physics, 76 (2004), 125.
  – McKee & Ostriker, Annual Reviews Astronomy & Astrophysics, 45 (2007), 565.
  • Molecular Formation/Characteristics of Supersonic Turbulence:
  – Dobbs et al., MNRAS, 389 (2008), 1097.
  – Federrath, Klessen, Schmidt, Astrophys. J., 692 (2009), 364.
  – Jappsen et al., Astron. Astrophys., 345 (2005), 611.
  
• Modèles MHD du noyau terrestre contraints par les observations récentes du champ magnétique terrestre – 1. Revue observationnelle du 22 juin 2009 — Alexandra Pais
  Until very recently, the inversion of geomagnetic field models for core surface flows has been treated as a purely kinematic problem, using the core surface radial field as a passive tracer for the flow. We will review this classical approach and its main results. Recent satellite missions boosted an increasing complexity of computed magnetic-field models, where the separation of different contributing sources seems more and more realistic. Unfortunately we still have a blurred view of the magnetic field at the core-mantle boundary. This is an important issue as core flows are detected from the motion of magnetic flux lines leaving the Earth’s core. We will discuss the strategies that have been developped to fully account for this difficulty.
  In an effort to use recent geomagnetic models to explore the Earth’s core dynamics, we have been testing geostrophic/quasi-geostrophic flows. To sustain the relevancy of these flows, we will argue that motions evolving on timescales shorter than the magnetic diffusion time are almost quasi-geostrophic and thus axially invariant: they are completely determined from a stream-function, which is independent of the z-coordinate along the rotation axis. We will then report how a planetary-scale anticyclonic gyre has been inferred within the Earth’s fluid core.
  It is likely that magnetic fields are much stronger inside the core that at the core surface. The detection of a 6-yr periodicity in calculated core flows may be the signature of Alfvén waves propagating inside the core. That gives us an estimate of the magnetic-field intensity. We will introduce the data assimilation scheme that we are now using to further constrain the geometry of the magnetic field in the core interior.
  
• Modèles MHD du noyau terrestre contraints par les observations récentes du champ magnétique terrestre – 2. Revue théorique du 22 juin 2009 — Dominique Jault
  Until very recently, the inversion of geomagnetic field models for core surface flows has been treated as a purely kinematic problem, using the core surface radial field as a passive tracer for the flow. We will review this classical approach and its main results. Recent satellite missions boosted an increasing complexity of computed magnetic-field models, where the separation of different contributing sources seems more and more realistic. Unfortunately we still have a blurred view of the magnetic field at the core-mantle boundary. This is an important issue as core flows are detected from the motion of magnetic flux lines leaving the Earth’s core. We will discuss the strategies that have been developped to fully account for this difficulty.
  In an effort to use recent geomagnetic models to explore the Earth’s core dynamics, we have been testing geostrophic/quasi-geostrophic flows. To sustain the relevancy of these flows, we will argue that motions evolving on timescales shorter than the magnetic diffusion time are almost quasi-geostrophic and thus axially invariant: they are completely determined from a stream-function, which is independent of the z-coordinate along the rotation axis. We will then report how a planetary-scale anticyclonic gyre has been inferred within the Earth’s fluid core.
  It is likely that magnetic fields are much stronger inside the core that at the core surface. The detection of a 6-yr periodicity in calculated core flows may be the signature of Alfvén waves propagating inside the core. That gives us an estimate of the magnetic-field intensity. We will introduce the data assimilation scheme that we are now using to further constrain the geometry of the magnetic field in the core interior.
  
• Les rayons cosmiques – 1. Revue observationelle du 2 novembre 2009 — Alexandre Marcowith
  Cet exposé vise à une introduction au rayonnement cosmique sous ses aspects observationnels et phénoménologiques, et renvoie au second exposé qui traitera les aspects théoriques du sujet. Nous commencerons par un bref aperçu historique, puisque nous célébrerons bientôt le centenaire de la découverte du ce rayonnement. Nous aborderons ensuite les grands principes de la détection du rayonnement cosmique ; ceux-ci conjuguent des mesures directes par vols ballons ou missions satellitaires à basse énergie et des mesures indirectes au sol pour les plus hautes énergies. Nous évoquerons ensuite, brièvement, les observations dans les différentes longueurs d’onde et par les nouveaux messagers des sources astrophysiques. Une troisième partie sera consacrée à la phénoménologie du transport du rayonnement cosmique. Pour ce faire, nous utiliserons les résultats passés en revue dans la partie liée aux observations. Une fois le transport mieux connu, nous pourrons aborder les propriétés des sources. Enfin nous finirons cette revue par les dernières évolutions concernant le modèle standard du rayonnement cosmique galactique.
  Bibliographie :
  • Space Science Reviews, vol. 99 (2001), revue très complète des nombreux aspects de la phénoménologie et de la modélisation du rayonnement cosmique.
  • Aharonian, F. et al. Reports on Progress in Physics, 71 (2009), p. 096901 : observations au sol des sources du rayonnement cosmique.
  • Blümer, J. et al. 2009, astroph 0904.0725 : rayons cosmiques des très hautes énergies.
  • Gaisser, T. Cosmic Rays and Particle Physics, Cambridge University Press, 1990 : revue générale.
  • École de Goutelas de 2003, Physique et Astrophysique du rayonnement Cosmique (en français) :
  http://www2.iap.fr/sf2a/goutelas.html.
  
• Les rayons cosmiques – 2. Revue théorique du 2 novembre 2009 — Guy Pelletier
  
  
• Les ondes de choc dans l’espace : nature et dynamique – 1. Cas collisionnel du 7 décembre 2009 — Vincent Guillet
  
  
• Les ondes de choc dans l’espace : nature et dynamique – 2. Cas non collisionnel du 7 décembre 2009 — Philippe Savoini
  
  
• Coherent Structures in Turbulent Accretion Disks du 8 février 2010 — Henrik Latter
  
  
• Reduced Models of Accretion Disks du 8 février 2010 — Pierre Lesaffre
  
  
• Le magnétisme des étoiles massives : 1. Revue observationnelle du 8 mars 2010 — Coralie Neiner
  
  
• Le magnétisme des étoiles massives : 2. Revue théorique du 8 mars 2010 — Stéphane Mathis
  
  

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