<HTML> <HEAD> <META HTTP-EQUIV="Content-Type" CONTENT="text/html; charset=windows-1252"> <META NAME="Generator" CONTENT="Microsoft Word 97/98"> <TITLE>Equipe Galaxies</TITLE> </HEAD> <BODY LINK="#0000ff" VLINK="#800080">  <B><FONT SIZE=5><P ALIGN="CENTER">Structure et dynamique des syst&egrave;mes stellaires galactiques : </P> </FONT><FONT SIZE=4><P ALIGN="CENTER">la <I>Voie Lact&eacute;e</I> dans son environnement</P> </B></FONT><P ALIGN="CENTER"><a href="rotate_movie.mpg"> <IMG SRC="Image1.jpg" WIDTH=328 HEIGHT=327></a></P> <FONT SIZE=1><P ALIGN="CENTER">Simulation num&eacute;rique de la tra&icirc;n&eacute;e du Sagittaire (<a href="rotate_movie.mpg">animation</a>)</P><DIR> <DIR> <DIR> <DIR> <DIR> <DIR>  </FONT><P ALIGN="JUSTIFY">&nbsp;</P></DIR> </DIR> </DIR> </DIR> </DIR> </DIR>  <B><FONT SIZE=4><P ALIGN="JUSTIFY">L&#146;&eacute;quipe &#145;Galaxies&#146; de l&#146;Observatoire de Strasbourg</P> </B></FONT><P ALIGN="JUSTIFY">L&#146;&eacute;quipe actuelle est constitu&eacute;e des membres suivants&nbsp;<B>:</P></B> <TABLE CELLSPACING=0 BORDER=0 WIDTH=474> <TR><TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <P ALIGN="JUSTIFY"><I><a href="http://astro.u-strasbg.fr/~bienayme/">Olivier Bienaym&eacute;</a></I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Astronome 2C</I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <P>&nbsp;</TD> </TR> <TR><TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY"><a href="http://astro.u-strasbg.fr/~lancon/"> Ariane Lan&ccedil;on</a>  </I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Ma&icirc;tre de Conf&eacute;rence </I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <P>&nbsp;</TD> </TR> <TR><TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY"> <a href="http://astro.u-strasbg.fr/~pichon/">Christophe Pichon </a></I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Charg&eacute; de Recherche 2C</I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <P>&nbsp;</TD> </TR> <TR><TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY"><a href="http://astro.u-strasbg.fr/~ribata/">Rodrigo Ibata</a></I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Charg&eacute; de Recherche 1C</I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <P>&nbsp;</TD> </TR> <TR><TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Moustapha Mouhcine</I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Etudiant en th&egrave;se</I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <P>&nbsp;</TD> </TR> <TR><TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Arnaud Siebert</I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Etudiant en th&egrave;se&nbsp;</I></TD> <TD WIDTH="33%" VALIGN="TOP"> <P>&nbsp;</TD> </TR> </TABLE>  <P  ALIGN="JUSTIFY">&nbsp;</P>  <FONT  SIZE=4><P  ALIGN="JUSTIFY">&nbsp;</P> <B><P   ALIGN="JUSTIFY">Th&egrave;mes  de   recherche   :</P>  </B></FONT><P ALIGN="JUSTIFY">Les    activit&eacute;s    de   l&#146;&eacute;quipe    sont centr&eacute;es sur les probl&egrave;mes de la structure du Groupe Local, de ses populations  stellaires et sur  la dynamique gravitationnelle.  De plus, l'&eacute;quipe poss&egrave;de  un savoir faire sur  les outils statistiques d'analyse  de  donn&eacute;es  et   sur  les  m&eacute;thodes  inverses  non param&eacute;triques.  Un  des  objectifs  consiste  &agrave;  combiner  les informations  d'&eacute;volution  des populations  stellaires  et celles  de dynamique     afin    de    reconstituer     les    &eacute;v&eacute;nements d&eacute;terminants    li&eacute;s   aux    processus   de    formation   et d'&eacute;volution  galactique.</P>   <P  ALIGN="JUSTIFY">Les  th&egrave;mes d&eacute;j&agrave;   engag&eacute;s  sont  l'&eacute;tude   des  populations stellaires de notre propre Galaxie comme les queues de mar&eacute;e des amas globulaires,   celle  de   la  galaxie   naine  du   Sagittaire   ou  encore l&#146;identification  des   naines  blanches  ultra-froides   du  halo.  De m&ecirc;me,   nous  &eacute;tudions  des   probl&eacute;matiques  similaires li&eacute;es aux  populations stellaires  dans des galaxies  proches.</P> <P ALIGN="JUSTIFY">Les  autres   th&egrave;mes  &eacute;tudi&eacute;s  sont  la cin&eacute;matique et la  dynamique gravitationnelle et les probl&egrave;mes de stabilit&eacute;s  associ&eacute;s. Notre expertise  conduit &agrave; des coop&eacute;rations sur les  domaines o&ugrave; la physique gravitationnelle est  un &eacute;l&eacute;ment  dominant :  &eacute;volution et  structure de notre Galaxie, environnement des  trous noirs, stabilit&eacute; des galaxies disques, dynamique du milieu intergalactique. </P> <P ALIGN="JUSTIFY">Enfin, la r&eacute;duction  des observations mais  aussi leur interpr&eacute;tation et leur comparaison aux mod&egrave;les n&eacute;cessitent de mettre en place de  nouveaux outils d'analyse  statistique :  les techniques  actuelles font appel aux m&eacute;thodes inverses non param&eacute;triques.<B><FONT SIZE=4> </P>    </B></FONT><P    ALIGN="CENTER"><IMG   SRC="Image1.gif"    WIDTH=366 HEIGHT=260></P>   <FONT  SIZE=2><P   ALIGN="CENTER">La   galaxie  naine   du Sagittaire</P>  </FONT><B><P ALIGN="CENTER">Programmes  sur  les populations stellaires</P>    </B><I><P>La     galaxie    du    Sagittaire</P>    </I><P ALIGN="JUSTIFY">La galaxie naine du Sagittaire et sa tra&icirc;n&eacute;e de mar&eacute;e qui entoure notre Galaxie, sont parmi les objets astrophysiques les plus &eacute;tudi&eacute;s. Notre &eacute;quipe poursuit activement leur &eacute;tude,  tant  du  point   de  vue  des  observations  (&eacute;toiles appartenant &agrave;  la queue  de mar&eacute;e recherch&eacute;es  dans les grands catalogues  et confirmation  de leur nature  par des  observations de suivi)  que  du   point  de  vue  des  simulations   et  des  mod&egrave;les th&eacute;oriques.  La  compr&eacute;hension de  la  forme  de  la queue  de mar&eacute;e  et de  sa cin&eacute;matique  implique de  r&eacute;aliser des simulations  &agrave; N-corps  qui rendent  compte pr&eacute;cis&eacute;ment des effets de friction dynamique.</P> <TABLE BORDER CELLSPACING=1 WIDTH=477> <TR><TD WIDTH="50%" VALIGN="TOP"> <P ALIGN="CENTER"><IMG SRC="Image2.gif" WIDTH=230 HEIGHT=153></TD> <TD WIDTH="50%" VALIGN="TOP"> <P ALIGN="CENTER"><IMG SRC="Image3.gif" WIDTH=229 HEIGHT=148></TD> </TR> </TABLE>  <FONT SIZE=2><P ALIGN="CENTER">Simulation num&eacute;rique de la tra&icirc;n&eacute; du Sagittaire projet&eacute; sur le ciel dans un halo sph&eacute;rique ou oblond</P> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Les naines blanches froides du halo galactique</P> </I><P ALIGN="JUSTIFY">L&#146;analyse, en cours, de grands catalogues photom&eacute;triques et photographiques a permis l&#146;identification de naines blanches bleues, les plus froides jamais identifi&eacute;es. Les observations compl&eacute;mentaires (3.6m &agrave; ESO et pr&eacute;vue au VLT) ont d&eacute;j&agrave; montr&eacute; leur appartenance cin&eacute;matique au halo stellaire galactique augmentant du coup sa densit&eacute; pr&eacute;c&eacute;demment admise d&#146;un facteur 50 tout en expliquant 10 pour cent du halo de mati&egrave;re noire. Cette d&eacute;couverte remet en cause d&#146;importants pr&eacute;suppos&eacute;s sur les taux de formation et les fonctions de masse initiale stellaire d&#146;il y a 10 ou 12 milliards d&#146;ann&eacute;es. Ce projet est poursuivi de fa&ccedil;on plus intensive car seuls deux pour cent du ciel ont pu &ecirc;tre explor&eacute;s et les cons&eacute;quences attendues dans plusieurs domaines astrophysiques seront importantes.</P> <P ALIGN="CENTER"><IMG SRC="Image2.jpg" WIDTH=338 HEIGHT=191></P> <FONT SIZE=2><P ALIGN="CENTER">Les positions des deux vieilles naines blanches froides du halo &agrave; mouvement propre &eacute;lev&eacute; </P> <P ALIGN="JUSTIFY">Mentionnons, sur ce m&ecirc;me sujet, la troisi&egrave;me &eacute;poque du Hubble Deep Field afin de confirmer les &eacute;toiles bleues &agrave; grand mouvement propre qui ont &eacute;t&eacute; pr&eacute;c&eacute;demment identifi&eacute;.</P> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Les naines blanches des amas globulaires</P> </I><P ALIGN="JUSTIFY">La photom&eacute;trie de la s&eacute;quence de refroidissement des naines blanches d&#146;amas globulaire est poursuivie par de nouvelles observations HST; ce sera la photom&eacute;trie la plus profonde jamais atteinte dans un amas globulaire. Ces &eacute;tudes contraindront les mod&egrave;les de refroidissement des naines blanches &acirc;g&eacute;es, donneront l'&acirc;ge d'un tr&egrave;s vieil amas et permettront de tester la m&eacute;thode des isochrones. </P> <I><P ALIGN="JUSTIFY">La structure du disque et du halo stellaire galactique</P> </I><P ALIGN="JUSTIFY">Notre &eacute;quipe a montr&eacute; comment et sous quelles hypoth&egrave;ses il &eacute;tait possible &agrave; partir de surveys stellaires photom&eacute;triques et de mouvements propres couvrant le ciel, de caract&eacute;riser les composantes disques et halo, les fonctions de luminosit&eacute; associ&eacute;es &agrave; ces composantes ainsi que leurs propri&eacute;t&eacute;s cin&eacute;matiques, ce qui permet ensuite de reconstituer la formation et l&#146;&eacute;volution chronologique des composantes stellaires. Il s&#146;agit pour l&#146;essentiel d&#146;une m&eacute;thode inverse non param&eacute;trique (par opposition aux mod&egrave;les galactiques de synth&egrave;se). Cette m&eacute;thode permet d&#146;&eacute;viter de faire des hypoth&egrave;ses difficilement v&eacute;rifiables <I>a priori</I> sur les fonctions de luminosit&eacute; stellaire. Nous pensons que cette approche  deviendra &agrave; terme un outil r&eacute;pandu en raison de sa robustesse li&eacute;e &agrave; l&#146;inversion non-param&eacute;trique et &agrave; sa plus grande efficacit&eacute; pour l&#146;obtention des "&nbsp;meilleurs&nbsp;" param&egrave;tres des mod&egrave;les (une technique similaire vient d&#146;&ecirc;tre mise en &#156;uvre par Gilmore et al afin d&#146;analyser les taux de formation stellaire en utilisant les observations Hipparcos). Le projet pr&eacute;sent&eacute; ici est en cours d&#146;application aux observations du satellite Tycho (2 millions d&#146;&eacute;toiles) et nous souhaitons pouvoir l&#146;appliquer aux tr&egrave;s grands surveys (1 milliard d&#146;&eacute;toiles).</P> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Relev&eacute; d&#146;&eacute;toiles du halo</P> </I><P ALIGN="CENTER"><IMG SRC="Image4.gif" WIDTH=306 HEIGHT=223></P> <FONT SIZE=2><P ALIGN="CENTER">Simulation SPH du warp Galactique induit par le passage du Sagittaire</P> </FONT><P ALIGN="JUSTIFY">Les simulations num&eacute;riques montrent que le halo stellaire galactique est mal m&eacute;lang&eacute;. La queue de mar&eacute;e du Sagittaire d&eacute;tect&eacute;e par Ibata est une des premi&egrave;res preuves observationnelles de la pr&eacute;sence de structures non m&eacute;lang&eacute;es dans le halo stellaire galactique. De nombreux relev&eacute;s stellaires syst&eacute;matiques sont poursuivis pour tracer cette tra&icirc;n&eacute;e de mar&eacute;e dans l&#146;ensemble de la Galaxie. Les relev&eacute;s sont effectu&eacute;s par la recherche des &eacute;toiles carbon&eacute;es du halo d&#146;une part et d'autre part par des signatures dans l&#146;espace des magnitudes, couleurs, mouvements propres de grands surveys. Ces &eacute;tudes devraient identifier des &eacute;toiles tr&egrave;s proches (&agrave; 4 kpc) issue de la galaxie du Sagittaire permettant d&#146;&eacute;tudier en d&eacute;tail sa composition chimique et par ailleurs de contraindre la forme du potentiel galactique de fa&ccedil;on tr&egrave;s fine.</P> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Histoire de la formation stellaire et synth&egrave;se de populations dans l&#146;infra-rouge proche</P> </I><P ALIGN="JUSTIFY">Le domaine infra-rouge donne acc&egrave;s aux populations stellaires &eacute;volu&eacute;es. A Strasbourg, les &eacute;tudes entreprises ont pour but de s&eacute;parer les contributions des superg&eacute;antes, des AGB et des g&eacute;antes rouges afin de mettre en &eacute;vidence les sursauts d&#146;activit&eacute; et plus g&eacute;n&eacute;ralement l&#146;histoire de formation stellaire dans les galaxies. Des signatures spectrales importantes ont &eacute;t&eacute; identifi&eacute;es qui permettront l&#146;identification des populations d&#146;&acirc;ges interm&eacute;diaires. Une biblioth&egrave;que de spectres a &eacute;t&eacute; constitu&eacute;e afin de suivre syst&eacute;matiquement les signatures spectrales distinguant diff&eacute;rents types d&#146;&eacute;toiles. Cette biblioth&egrave;que est d&eacute;j&agrave; utilis&eacute;e pour reconstituer l&#146;histoire de la formation stellaire d&#146;amas dans des galaxies </P> <B><P ALIGN="CENTER">Programmes de dynamique gravitationnelle</P> </B><I><P>Le potentiel gravitationnel de la Galaxie</P> </I><P ALIGN="JUSTIFY">Le potentiel galactique est d&eacute;termin&eacute; par l'&eacute;tude cin&eacute;matique des amas globulaires et des galaxies satellites naines de la Voie Lact&eacute;e (observations HST en cours d&#146;acquisition) obtenu par une mesure pr&eacute;cise des mouvements propres de ces amas. Ces observations serviront &agrave; mesurer la distribution de mati&egrave;re du halo galactique. De plus, les observations Hipparcos et Tycho jointes &agrave; de nouvelles mesures de vitesse radiale stellaire vont permettre de mesurer avec pr&eacute;cision la distribution de masse dans le disque galactique, la loi de densit&eacute; de masse verticale ainsi que l&#146;&eacute;chelle de longueur en masse du disque.</P> <P ALIGN="JUSTIFY">La dynamique interne des amas globulaires est &eacute;tudi&eacute;e par les mouvements propres de leurs &eacute;toiles (observations HST) afin de comprendre leur dynamique gravitationnelle interne ainsi que la distribution 3D de la masse et les effets de s&eacute;gr&eacute;gation. </P> <I><P ALIGN="JUSTIFY">Le centre Galactique et son environnement </P> </I><P ALIGN="CENTER"><IMG SRC="Image3.jpg" WIDTH=330 HEIGHT=215></P> <FONT SIZE=2><P ALIGN="CENTER">Dynamique du cluster au voisinage du trou noir Galactique de 3 10<SUP>6 </SUP>M<SUB>O</P> </SUB></FONT><P ALIGN="JUSTIFY">La compr&eacute;hension de la dynamique des noyaux galactiques pose deux probl&egrave;mes fondamentaux : quelle est l'influence dynamique du trou noir central sur les &eacute;toiles environnantes, et quels sont le taux de concentration et d'anisotropie induite par le trou noir sur le cuspide central ?</P> <P ALIGN="JUSTIFY">Le spectrographe STIS du t&eacute;lescope spatial permet d'ores et d&eacute;j&agrave; de sonder la cin&eacute;matique du c&#156;ur des elliptiques du voisinage, et produit un grand nombre de profils de vitesse radiale qu'il convient d'expliquer afin de d&eacute;terminer sans ambigu&iuml;t&eacute; s'ils traduisent la pr&eacute;sence d'un trou noir massif ou simplement un changement dans l'anisotropie des vitesses au voisinage de l'objet central.</P> <P ALIGN="JUSTIFY">Le centre de notre galaxie se pr&ecirc;te particuli&egrave;rement bien &agrave; l'&eacute;tude de ces ph&eacute;nom&egrave;nes. En effet, en d&eacute;pit de l'extinction ph&eacute;nom&eacute;nale aux longueurs d'onde visibles, plusieurs groupes disposent maintenant de donn&eacute;es cin&eacute;matiques tr&egrave;s d&eacute;taill&eacute;es de l'amas d'&eacute;toiles central &agrave; l'aide d'observations dans l'infrarouge proche. La qualit&eacute; de ces donn&eacute;es a sensiblement augment&eacute; r&eacute;cemment gr&acirc;ce a l'arriv&eacute; de l'optique adaptative sur les t&eacute;lescopes 10 m&egrave;tres. Nous avons d&eacute;velopp&eacute; et test&eacute; des m&eacute;thodes pour estimer le degr&eacute; d'anisotropie et pour extraire le potentiel gravitationnel du centre galactique &agrave; l'aide d'un ajustement non param&eacute;trique simultan&eacute; des comptages d'&eacute;toiles et des mesures de vitesses radiales et des mouvements propres.</P> <P ALIGN="JUSTIFY">Il nous faut mod&eacute;liser num&eacute;riquement les m&eacute;canismes qui ont pu conduire &agrave; ce type de cluster, ce qui n&eacute;cessite des simulations pr&eacute;sentant de tr&egrave;s fort contraste en densit&eacute;. </P> <I><P ALIGN="JUSTIFY">La dynamique des galaxies et du milieu intergalactique</P> </I><P ALIGN="CENTER"><IMG SRC="Image5.gif" WIDTH=320 HEIGHT=232></P> <FONT SIZE=2><P ALIGN="CENTER">La galaxie M81 pr&eacute;sentant une structure spirale a grande &eacute;chelle</P> </FONT><P ALIGN="JUSTIFY">De par sa nature, la mati&egrave;re noire est difficile &agrave; observer, mais une technique prometteuse consiste &agrave; &eacute;tudier ses effets gravitationnels sur la mati&egrave;re visible environnante. La rotation des &eacute;toiles autour du centre d'une galaxie spirale est gouvern&eacute;e par la masse totale dans cette galaxie. N&eacute;anmoins, les &eacute;toiles ne font pas la diff&eacute;rence entre mati&egrave;re noire et mati&egrave;re visible. Il faut pour cela un mod&egrave;le plus d&eacute;taill&eacute; de la galaxie, qui prenne en compte le fait que mati&egrave;re noire et mati&egrave;re visible ont des dynamiques tr&egrave;s diff&eacute;rentes. On pense notamment que les structures observ&eacute;es dans beaucoup de galaxies, telles que barres et spirales, proviennent d'instabilit&eacute;s dans la seule mati&egrave;re visible.</P> <P ALIGN="JUSTIFY">Nous avons trait&eacute; ce probl&egrave;me par l&#146;&eacute;tude des modes lin&eacute;aires, m&eacute;thode qui a &eacute;t&eacute; appliqu&eacute;e &agrave; deux galaxies spirales et qui donne une limite inf&eacute;rieure &agrave; la masse de mati&egrave;re noire pr&eacute;sente dans la halo. Elle permet de contraindre dynamiquement le rapport Masse Luminosit&eacute; du disque sans hypoth&egrave;se sur la chimie des &eacute;toiles. Cette m&eacute;thode prometteuse va &ecirc;tre appliqu&eacute;e &agrave; un plus grand &eacute;chantillon en cours d'observation pour comprendre l'&eacute;volution de ce rapport M/L en fonction du type morphologique de Hubble. Des jeux de simulations N-corps sont en cours pour la validation de la mesure et la d&eacute;termination par Monte Carlo des erreurs associ&eacute;es a cette mesure.</P> <P ALIGN="JUSTIFY">Un &eacute;tude hydrodynamique par m&eacute;thode d'interpolation num&eacute;rique (SPH) est d&eacute;velopp&eacute;e pour &eacute;tendre l'&eacute;tudes des spirales de type pr&eacute;coces riches en gaz au r&eacute;gime non lin&eacute;aire afin d&#146;analyser et de comprendre les taux de croissance des instabilit&eacute;s en lien avec les questions de l&#146;accr&eacute;tion du gaz vers les parties centrales. </P> <I><P ALIGN="JUSTIFY">La dynamique du groupe local. </P> </I><P ALIGN="CENTER"><IMG SRC="Image6.gif" WIDTH=444 HEIGHT=235></P> <FONT SIZE=2><P ALIGN="CENTER">Simulation num&eacute;rique du Groupe Local </P> </FONT><P ALIGN="JUSTIFY">La distribution observ&eacute;e des galaxies pr&eacute;sente, &agrave; plus grande &eacute;chelle, des propri&eacute;t&eacute;s remarquables qui se traduisent par l'existence d'amas, de filaments et de nappes entourant de grands vides. &Agrave; ces &eacute;chelles (5 Mpc), la gravitation est en effet la force dominante du point de vue dynamique. L'&eacute;tude des effets de la dynamique gravitationnelle (dans un univers en expansion) est donc un &eacute;l&eacute;ment d&eacute;terminant pour comprendre les structures observ&eacute;es, que ce soient les "grandes'', comme le Groupe Local, ou les "petites'', comme les halos de galaxies ou bien les galaxies elliptiques. &Agrave; plus petite &eacute;chelle, le r&ocirc;le du gaz devient non n&eacute;gligeable et fera l'objet d'une mod&eacute;lisation sp&eacute;cifique &agrave; partir du code hydrodynamique adaptatif mentionn&eacute; plus avant.</P> <P ALIGN="JUSTIFY">L'objectif principal est de comprendre certains d&eacute;tails du comportement de la hi&eacute;rarchie des &eacute;quations de la dynamique. Un effort particulier sera fait pour comprendre la structure dans l'espace des phases des objets en cours d'&eacute;volution, un probl&egrave;me directement reli&eacute; &agrave; la formation des halos des galaxies.</P> <B><P ALIGN="CENTER">Le projet GAIA</P> </B><P ALIGN="JUSTIFY">La mission du satellite GAIA est un projet unique qui apportera un volume de donn&eacute;es consid&eacute;rable, 1&nbsp;milliard d'&eacute;toiles, avec de nombreux param&egrave;tres mesur&eacute;s, les positions, les vitesses et la photom&eacute;trie en 15 bandes. Les pr&eacute;cisions seront de plusieurs ordres de grandeurs meilleures que ce qui aura d&eacute;j&agrave; &eacute;t&eacute; fait. Les retomb&eacute;es astrophysiques seront extr&ecirc;mement nombreuses. La Galaxie pourra &ecirc;tre examin&eacute; sous tous ses angles et dans tous ses &eacute;tats, on acc&egrave;dera en d&eacute;tail &agrave; l'histoire de sa formation et aux phases successives de son &eacute;volution. Notre &eacute;quipe est tr&egrave;s fortement engag&eacute;e et nous organisons une &eacute;cole des Houches au printemps 2001 sur le projet GAIA.</P> <P ALIGN="JUSTIFY">&Agrave; long terme, et dans le cadre de la pr&eacute;paration au projet GAIA,. notre objectif est de construire une nouvelle g&eacute;n&eacute;ration de mod&egrave;les Galactiques &agrave; la mesure de l'extraordinaire qualit&eacute; des donn&eacute;es attendues. Ces mod&egrave;les regrouperont l'ensemble de la physique n&eacute;cessaire pour interpr&eacute;ter les observations : c'est &agrave; dire la dynamique N-corps, le traitement et l'am&eacute;lioration, de la dynamique et de la physique du gaz interstellaire, la contribution et l'&eacute;volution des populations stellaires.</P> <P ALIGN="JUSTIFY">&nbsp;</P> <B><FONT SIZE=2><P ALIGN="JUSTIFY">Bibliographie&nbsp;r&eacute;cente</B>&nbsp;:</P> <I><P>Articles de revues &agrave; referee depuis 1998</P> </I></FONT><FONT SIZE=1><P>Alvarez, R., <B>Lan&ccedil;on, A</B>., Plez, B. and Wood, P. R. 2000, A&amp;A, 353, 322 </P> <B><P>Bienaym&eacute;</B>, O. 1999, A&amp;A, 341, 86 </P> <P>Chereul, E., Cr&eacute;z&eacute;, M. and <B>Bienaym&eacute;</B>, O. 1998, A&amp;A, 340, 384 </P> <P>Chereul, E., Cr&eacute;z&eacute;, M. and <B>Bienaym&eacute;</B>, O. 1999, A&amp;As, 135, 5 </P> <P>Cr&eacute;z&eacute;, M., Chereul, E., <B>Bienaym&eacute;</B>, O. and <B>Pichon</B>, C. 1998, A&amp;A, 329, 920 </P> <P>Durret, F., Gerbal, D., Lobo, C. and <B>Pichon</B>, C. 1999, A&amp;A, 343, 760 </P> <P>Genzel, R., <B>Pichon, C</B>., Ott, Gerhard, O, 2000, MNRAS, sous presse</P> <B><P>Ibata</B>, R. A. and Razoumov, A. O. 1998, A&amp;A, 336, 130 </P> <B><P>Ibata</B>, R. A. and Lewis, G. F. 1998, AJ, 116, 2569 </P> <B><P>Ibata</B>, R. A. and Lewis, G. F. 1998, ApJ, 500, 575 </P> <B><P>Ibata</B>, R. A., Lewis, G. F., Irwin, M. J., Lehar, J. and Totten, E. J. 1999, AJ, 118, 1922 </P> <B><P>Ibata</B>, R. A., Richer, H. B., Gilliland, R. L. and Scott, D. 1999, ApJL, 524, L95 </P> <B><P>Ibata</B>, R. A., Richer, H. B., Fahlman, G. G., Bolte, M., Bond, H. E., Hesser, J. E., Pryor, C. </P> <P>and Stetson, P. B. 1999, ApJs, 120, 265 </P> <B><P>Ibata</B>, R. A., Lewis, G. F. and Beaulieu, J. 1998, ApJl, 509, L29 </P> <B><P>Ibata</B>, R., Irwin, M., <B>Bienaym&eacute;</B>, O., Scholz, R. and Guibert, J. 2000, ApJL, 532, L41 </P> <P>Irwin, M. J., <B>Ibata</B>, R. A., Lewis, G. F. and Totten, E. J. 1998, ApJ, 505, 529 </P> <B><P>Lan&ccedil;on</B>, A., Mouhcine, M., Fioc, M. and Silva, D. 1999, A&amp;A, 344, L21 </P> <P>Ledoux, C., Theodore, B., Petitjean, P., Bremer, M. N., Lewis, G. F., <B>Ibata</B>, R. A., Irwin, M. J. </P> <P>and Totten, E. J. 1998, A&amp;A, 339, L77 </P> <P>Lewis, G. F., Chapman, S. C., <B>Ibata</B>, R. A., Irwin, M. J. and Totten, E. J. 1998, ApJl, 505, L1 </P> <P>Lewis, G. F. and <B>Ibata</B>, R. A. 2000, ApJ, 528, 650 </P> <P>Lewis, G. F. and <B>Ibata</B>, R. A. 1998, ApJ, 501, 478 </P> <P>Lewis, G. F., Robb, R. M. and <B>Ibata</B>, R. A. 1999, PASP, 111, 1503 </P> <P>Ojha, D. K., <B>Bienaym&eacute;</B>, O., Mohan, V. and Robin, A. C. 1999, A&amp;A, 351, 945 </P> <B><P>Pichon</B>, C. and Thiebaut, E. 1998, MNRAS, 301, 419 </P> <B><P>Pichon</B>, C. and Bernardeau, F. 1999, A&amp;A, 343, 663 </P> <P>Razoumov, A. and <B>Ibata</B>, R. 1998, JRASC, 92, 32 </P> <P>Richer, H. B., Fahlman, G. G., Rosvick, J. and <B>Ibata</B>, R. 1998, ApJL, 504, L91 </P> <P>Scholz, R. -., Irwin, M., Schweitzer, A. and <B>Ibata</B>, R. 1999, A&amp;A, 345, L55</FONT><FONT SIZE=2> </P> <P>&nbsp;</P> <I><P>Derni&egrave;re modification le 25/8/2000</P></I></FONT></BODY> </HTML> 
