This work deal with the progress of trolleybus transport in Pardubice. This work evaluate the invesment project of construction a new trolleybus line from Pardubičky, točna to Černá za Bory, točna. The evaluation contain the calculation of current operation bus costs and the costs of new trolleybus line. After comparing the cost is evaluated a possible saving and determine the period of return on investment - construction of a new trolley tracks. The work also analyzes the current state of transport networks in Pardubice, bus and trolley lines, tariff terms and conditions of the current fleet.

Pour mieux comprendre les structures de la couronne solaire de température élevée et leurs évolutions, des méthodes de vision à 3 dimensions à partir des images EUV de SOHO/EIT ont été développées. Des anaglyphes ont servi à mieux comprendre le rôle du champ magnétique et des intéractions entre champs<br />fermés et ouverts. Il est apparu que la reconnection entre des trous coronaux (CH) et des régions actives (AR) peut expliquer certaines disparitions de boucles coronales fermées. De plus, des analyses multi-instruments ont montré que la structuration des<br />CHs résulte parfois de changements dans l'activité magnétique voisine.<br />Les mesures d'incertitudes sur les reconstructions par stéréovision n'ont pas permis de valider une méthode générale pour visualiser la couronne globalement en 3D. Par contre, le principe a pu être utilisé avec succès pour la reconstruction en 3 dimensions de boucles coronales. Ainsi après analyse des paramètres physiques de 30 boucles EUV de températures intermédiaires d'une région active, il est apparu que contrairement aux boucles chaudes en X, elles étaient en équilibre hydrostatique.<br />Les boucles d'une région active émergentes sont apparues comme se détorsadant au fur et à mesure de son grandissement ce qui correspond à un transfert de l'hélicité.<br />Des corrélations entre des brusques détorsadages et des éruptions ont aussi été établis dans les cas où la torsion initiale est trop importante et permet le développement<br />d'instabilités.<br />Ces études 3D vont pouvoir permettre de mieux contraindre les bilans énergétiques pour le chauffage coronal gràce à la conservation de l'hélicité et d'améliorer la prévision de la météorologie spatiale. L'utilisation de techniques d'imageries adaptées (comme<br />le dégrillage ou le Modèle de Vision Multi-échelle) a permis de faire ressortir certains détails dans la formation de CMEs par exemple.

Les vents et les jets sont un des phénomènes les plus répandu et spectaculaire en astrophysique des hautes énergies. En effet, une variété d'objets astrophysiques exhibent des écoulements aussi bien sous forme de vents que de jets fortement collimatés. Ils sont observés dans les étoiles jeunes, les noyaux actifs de galaxies (AGN), les étoiles à neutrons et les étoiles de la séquence principale. Cependant, malgré l'abondance des jets en astrophysique, le problème de la formation et de la collimation de ces écoulements reste ouvert. Différents modèles sont proposés pour résoudre ce problème. La plupart de ces modèles sont développés dans la limite newtonienne. Nous avons, dans cette thèse, élaboré des modèles hydrodynamiques et magnétohydrodynamiques en relativité générale pour analyser les différents mécanismes d'accélération et de collimation des écoulements aussi bien relativistes que classiques. Nous avons étudié les solutions d'écoulements purement hydrodynamique sphérique avec une équation d'état polytropique généralisée. Nous nous sommes intéressés aux effets de changement de l'état de la matière dans les écoulements sur l'accélération thermique, lorsqu'elle subit des grandes variations de température. Nous avons montré qu'avec notre nouvelle équation d'état, les effets de la gravité et thermique sont couplés, permettant une plus grande efficacité de l'accélération du vent. Nous avons aussi montré la nécessité de l'utilisation de ce nouveau polytrope plus cohérent dans le traitement des écoulements relativistes polytropiques. Dans la deuxième partie de la thèse, nous avons développé un modèle d'écoulement axial magnétisé 2.5D. La température élevée du plasma dans la couronne centrale due à la gravité élevée et la proximité de l'axe de rotation nous ont permis de négliger, dans un premier temps, les effets du cylindre de lumière comparativement aux effets thermiques. Dans ce cadre, nous avons montré que les effets relativistes favorisent l'accélération thermique au détriment de la collimation magnétique. Nous avons aussi montré l'importance de l'expansion initiale du jet sur l'efficacité de l'accélération du jet dans la partie basse. D'autre part, nous avons étudié les effets de la rotation relativiste sur la collimation du jet. Nous avons aussi utilisé le modèle pour déduire quelques différences entres les propriétés intrinsèques des jets d'AGN de type FRI et de FRII. Nous avons trouvé que les jets des FRI se caractérisés par une faible vitesse de rotation à la base et qu'asymptotiquement, ils sont confinés par le milieu ambiant. Par contre, les jets des FRII sont caractérisés par une vitesse de rotation à la base plus élevée que celle des jets de FRI, qui reste cependant sub-keplerienne. De plus, les jets des FRII s'auto-collimatent par leur propre champ magnétique. Nous avons développé un troisième modèle de jet dans le cas des rotateurs relativistes. En premier lieu, ce modèle nous a permis de mieux traiter les jets accélérés par le flux de Poynting contrairement au modèle précédent. Nous avons aussi étudié les effets du cylindre de lumière sur la collimation du jet et confirmé qu'il tend à décollimater ce dernier. D'autre part, nous avons trouvé que, dans les solutions caractérisés par un cylindre de lumière proche de la surface d'Alfvén, la rotation relativiste dans ces jets limite l'accélération de ces derniers. En effet, dans les solutions que nous avons étudiées, les vitesses poloïdales obtenues restent faibles, de l'ordre de $0.6c$. Nous avons aussi amorcé un code de simulation numérique d'écoulements relativistes utilisant la bibliothèque LORENE. Dans la thèse nous avons commencé à tester le code dans le cas simple de vents purement hydrodynamiques sphériques.

Introduite récemment par Hughes et ses collaborateurs, l'Analyse Isogéométrique connaît un large succès pour des problèmes principalement industriels. L'idée est de faciliter la communication entre la C.A.O et la simulation numérique, sans avoir à repasser à chaque fois par des mailleurs. Ainsi, les fonctions définissants la géométrie sont utilisées pour approcher les solutions des équations à dérivées partielles. L' application aux problèmes issues de l'électromagnétisme ont été motivé par les travaux de Buffa et ses collaborateurs à Pavie. Dans cette thèse, nous avons appliqué cette méthode pour résoudre des problèmes issues de la physique des plasmas. S'il est vrai que la géométrie n'est pas définie, l'analyse isogéométrique dans sa version isoparamétrique, nous fournit un outil très puissant pour approcher les domaines de calculs. Dans un plasma, ce domaine est défini par la résolution d'un problème d'équilibre (MHD equilibrium). A partir de là, différents modèles sont utilisés pour décrire le plasma: cinétiques ( gyrocinétique) ou fluides. Nous avons passé en revue les méthodes les plus classiques et plus utilisées afin de révéler l'intérêt de la méthode. Se basant sur la structure de produit tensoriel, nous avons développé des solveurs rapides pour la résolution de certains problèmes. Nous avons aussi dérivé un solveur, se basant sur les complexes de Hilbert, pour les équations de Maxwell en "time domain".

Les disruptions sont des pertes violentes et très rapides (environ 20 ms) du confinement des plasmas de tokamak qui peuvent conduire à des endommagements de la structure du tokamak. Elles génèrent des charges thermiques sur les composants face au plasma, des forces électromagnétiques dans les structures de la machine et produisent des électrons découplés relativistes pouvant perforer l'enceinte à vide. Pour des futurs réacteurs, il sera indispensable d'amortir ces effets. L'injection massive de gaz est une des méthodes proposées dans ce but. Son étude expérimentale et numérique est l'objet de la thèse. Des expériences menées sur les tokamaks Tore Supra et JET ont montré que l'injection de gaz légers comme l'hélium empêchaient la production d'électrons découplés, au contraire des gaz plus lourds. Les gaz légers sont en effet capables d'accroître suffisamment la densité du plasma pour empêcher la création de ces électrons. En revanche, les gaz lourds permettent de dissiper par rayonnement et de façon plus bénigne une partie de l'énergie thermique du plasma. Tous les gaz diminuent les forces électromagnétiques. Des mélanges de gaz ont également été testés avec succès pour profiter des avantages des deux types de gaz. La pénétration du gaz dans le plasma semble liée à des instabilités MHD augmentant le transport radial du gaz ionisé vers le centre, mais empêchant la propagation des neutres au-delà d'une surface critique. Des simulations d'injections massives ont été réalisées avec le code 3D MHD Jorek, en y ajoutant un modèle de fluide neutre. Les résultats montrent que la croissance des instabilités MHD est plus rapide lorsque de grandes quantités de gaz sont injectées et que les surfaces rationnelles sont successivement ergodisées lors de la pénétration du front de densité dans le plasma, conformément aux observations expérimentales.

Ce travail estime le potentiel des plasmas de striction magnétique (Z-pinches) pour le chauffage de cavités radiatives à haute température (>200eV). Des modèles simples sont fournis pour calculer les performances atteignables avec des courants de 5 à 100 MA en 100 ns. La physique monodimensionnelle à l'échelle de l'épaisseur du plasma et les instabilités hydrodynamiques sont étudiées. Puis l'amélioration des performances des cavités avec une double coquille ou l'installation d'un champ magnétique axial est analysée. L'attaque directe par un Z-pinch d'une cible de fusion par confinement inertiel est enfin considérée. Tous les résultats présentés reposent sur une approche théorique et numérique (bidimensionnelle) et sur l'exploitation de résultats expérimentaux obtenus sur le générateur américain "Z". Les annexes rappellent les équations de la MHD radiative et vérifient leur validité pour les plasmas de striction magnétique.

The current paradigm in planet formation theory is developed around a hierarquical growth of solid bodies, from interstellar dust grains to rocky planetary cores. A particularly difficult phase in the process is the growth from meter-size boulders to planetary embryos of the size of our Moon or Mars. Objects of this size are expected to drift extremely rapid in a protoplanetary disk, so that they would generally fall into the central star well before larger bodies can form. In this thesis, we used numerical simulations to find a physical mechanism that may retain solids in some parts of protoplanetary disks long enough to allow for the formation of planetary embryos. We found that such accumulation can happen at the borders of so-called dead zones. These dead zones would be regions where the coupling to the ambient magnetic field is weaker and the turbulence is less strong, or maybe even absent in some cases. We show by hydrodynamical simulations that material accumulating between the turbulent active and dead regions would be trapped into vortices to effectively form planetary embryos of Moon to Mars mass. We also show that in disks that already formed a giant planet, solid matter accumulates on the edges of the gap the planet carves, as well as at the stable Lagrangian points. The concentration is strong enough for the solids to clump together and form smaller, rocky planets like Earth. Outside our solar system, some gas giant planets have been detected in the habitable zone of their stars. Their wakes may harbour rocky, Earth-size worlds.

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Giant molecular clouds (GMCs), out of which stars form, are complex, dynamic systems, which both influence and are shaped by the process of star formation. In this dissertation, I examine three different facets of the dynamical motions within GMCs. Collapse modes in different dimensional objects. Molecular clouds contain lower dimensional substructures, such as filaments and sheets. The collapse properties of finite filaments and sheets differ from those of spherical objects as well as infinite sheets and filaments. I examine the importance of local collapse modes of small central perturbations, relative to global collapse modes, in different dimensional objects to elucidate whether strong perturbations are required for molecular clouds to fragment to form stars. I also calculate the dependence of the global collapse timescale upon the aspect ratio of sheets and filaments. I find that lower dimensional objects are more readily fragmented, and that for a constant density, lower dimensional objects and clouds with larger aspect ratios collapse more slowly. An edge-driven collapse mode also exists in sheets and filaments and is most important in elongated filaments. The failure to consider the geometry of a gas cloud is shown to lead to an overestimation of the star formation rate by up to an order of magnitude. Molecular tracers of turbulent energy dissipation. Molecular clouds contain supersonic turbulence that simulations predict will decay rapidly via shocks. I use shock models to predict which species emit the majority of the turbulent energy dissipated in shocks and find that carbon monoxide, CO, is primarily responsible for radiating away this energy. By combining these shock models with estimates for the turbulent energy dissipation rate of molecular clouds, I predict the expected shock spectra of CO from molecular clouds. I compare the results of these shock models to predictions for the emission from the unshocked gas in GMCs and show that mid-to-high rotational transitions of CO (e.g., J = 8 to 7), should be dominated by shocked gas emission and should trace the turbulent energy being dissipated in molecular clouds. Orion-Eridanus superbubble. The nearby Orion star forming region has created a large bubble of hot plasma in the local interstellar medium referred to as the Orion-Eridanus superbubble. This bubble is unusual in that it is highly elongated, is believed to be oriented roughly parallel to the galactic plane, and contains bright filamentary features on the Eridanus side. I fit models for a wind driven bubble in an exponential atmosphere to the Orion-Eridanus superbubble and show that the elongation of the bubble cannot be explained by such a model in which the scale height of the galactic disk is the typical value of 150 pc. Either a much smaller scale height must be adopted or some additional physics must be added to the model. I also show that the Eridanus filaments cannot be equilibrium objects ionized by the Orion star forming region. / Graduate / 0606 / andyrpon@gmail.com

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