Physique des étoiles chaudes massives (O-B, Be, LBV, Wolf-Rayet...)
Transfert de rayonnement NETL
Perte de masse des étoiles massives
Interférométrie optique visible et infra-rouge
Modélisation et simulations numériques

Titre :
Directeur de Recherche 1ère Classe au CNRS depuis le 1^er octobre 2019.

Diplômes:
Etudes supérieures à l'Université d'Orsay, Paris 11 (Licence et Maîtrise de Physique).
DEA en Astrophysique et Techniques Spatiales (Université Paris 7 et 11) (Juin 1992).
Docteur en Astrophysique et Technique spatiale (Université Paris 7) (Avril 1995).
Habilité à Diriger les Recherches (Mars 1999).
 

Responsabilités administratives (passées et présentes):
- Membre de la Commission de Spécialistes de la section 34 (Astrophysique) à l'Université de Nice Sophia-Antipolis (UNSA).
- Responsable du GRoupE Transfert en Astrophysique (GRETA).
- Membre du Comité de Sélection des Télescopes de 2 Mètres (CS2M).
- Représentant Chercheur élu au Conseil Scientifique et au Conseil d’Administration de l’Observatoire de la Côte d’Azur.
- Membre de la Section Permanente de l’Observatoire de la Côte d'Azur.
- Responsable de l’équipe Environnement Stellaire Observations Modélisation (ESOM) (13 Chercheurs, 4 thésitifs, 1 ingénieurs, 1 technicien, 3 postdoc) au sein de l'UMR Fizeau de 2008 à 2011
- Représentant Chercheur élu au Conseil de Laboratoire Fizeau UMR 6525
- Directeur du Programme National de Physique Stellaire de 2007 à 2010 (PNPS).
- Responsable de l’équipe Environnement Stellaire et Solaire du Laboratoire Lagrange depuis le 1^er Janvier 2012 (33 chercheurs, 2 ingénieurs, 1 technicien).
- Membre élu, rang A du CoNRS et membre du bureau de la section 17 de 2012 à 2015
- Depuis le 1^er décembre 2015 : Directeur du Laboratoire Lagrange, UMR 7293 comptant environ 190 personnes sur 3 sites (Nice Mt Gros, Nice Campus Valrose, Plateau de Calern)

Résumé de mon activité de recherche

Mes travaux de recherche sont étroitement liés aux problèmes soulevés par l'étude des processus physiques se déroulant au sein des étoiles chaudes actives et plus globalement à la formation, l’évolution et la perte de masse des étoiles massives dont la physique est très proche des étoiles Be : étoiles B[e], WR, LBV, HAe/Be,…

La physique de base est essentiellement celle que l’on peut rencontrer dans des plasmas chauds, fortement ionisés, hors équilibre thermodynamique local avec des champs de vitesse importants (de l’ordre de 100-400 km/s pour la vitesse de rotation équatoriale de l’étoile jusqu’à 2000 km/s pour la vitesse terminale du vent radiatif aux pôles). L’hydrodynamique qui est considérée dans les modèles que je développe est celle rencontrée dans les vents radiatifs où la pression de rayonnement importante (L=10⁶ L_) met en mouvement les couches superficielles de l’étoile comme proposé par Castor Abbott et klein en 1975 (ApJ, 195, 157). La physique atomique est essentiellement basée sur les atomes d’hydrogène et d’hélium qui produisent des raies en émission (de recombinaison) pour la plupart dans la série de Balmer de l’hydrogène. Le rayonnement Lyman a de l’étoile centrale qui ionise très fortement l’environnement circumstellaire sur plusieurs centaines de rayons stellaires se trouve être à l’origine d’un excès infrarouge par émission libre-libre et libre-lié du gaz ionisé. Le transfert radiatif 3D est effectué dans l’approximation de Sobolev (ou approximation Large Velocity Gradient (LVG)) bien adapté à la physique des objets considérés mais qui présente néanmoins des limitations quand le gradient de vitesse du gaz en un point considéré du milieu devient de l’ordre de grandeur du libre parcours moyen des photons).