LESIA - Observatoire de Paris

Serait-ce le premier signal radio détecté en provenance d'une planète extrasolaire ?

2020-12-18T11:18:40Z

Grâce au radiotélescope européen Low Frequency Array (LOFAR), une équipe internationale impliquant des chercheurs de l'Observatoire de Paris–PSL, du CNRS et de l'Université d'Orléans détecte ce qui pourrait être la signature de la première émission radio d'une planète extrasolaire. Ces travaux paraissent en ligne sur le site de la revue Astronomy & Astrophysics, le 16 décembre 2020.

Le radiotélescope européen LOFAR, l'un des plus grands au monde, observe de la lumière de très basse énergie, invisible à l'oeil humain et à tout télescope optique. Il a la particularité d'opérer à très basses fréquences (entre 10 et 250 mégahertz) dans un domaine d'énergie essentiellement inexploré. Exploité par ASTRON aux Pays-Bas et chez ses voisins européens, notamment en France, il consiste en un réseau de cinquante mille antennes réparties en Europe. La partie française du réseau est implantée à Nançay, dans le Cher, au sein de la station de radioastronomie de l'Observatoire de Paris - PSL (Observatoire de Paris - PSL / CNRS / Université d'Orléans).

À l'aide de LOFAR, une équipe internationale a ainsi détecté des ondes radio émanant de la constellation boréale du Bouvier, une région du ciel dominée par l'étoile Arcturus, à 50 années-lumière. Ce signal pourrait être la première émission radio provenant d'une planète située au-delà de notre Système solaire. Il provint du système τ Boötes qui contient une étoile binaire et une exoplanète géante gazeuse très proche de son étoile (un “Jupiter chaud”), baptisée τ Boötes b, que la théorie prédit être un bon candidat à la production d'ondes radio intenses.

L'intensité et la polarisation du signal plaident en faveur d'une émission provenant de cette exoplanète.

L'an dernier, l'équipe scientifique avait utilisé LOFAR pour observer Jupiter. Son signal radio très atténué, mis à l'échelle d'une exoplanète située à quelques dizaines d'années-lumière, a servi de “patron” pour la recherche d'émissions radio d'exoplanètes.

L'analyse d'une centaine d'heures d'observations a révélé la signature attendue dans les données de τ Boötes. Cette signature est faible, et l'origine planétaire du signal encore incertaine, donc le besoin d'observations de suivi est crucial.

La détection d'une telle émission radio permet de sonder le champ magnétique, donc l'intérieur d'une exoplanète, ainsi que la physique des interactions étoile - planète. Le champ magnétique, protégeant la planète des radiations du vent stellaire, pourrait favoriser l'habitabilité.

L'observation d'autres “Jupiters chauds” dans les systèmes 55 Cancri et Ups. Andromedae n'a pas révélé d'émission comparable.

Les auteurs ont déjà entamé une nouvelle campagne de suivi de τ Boötes utilisant plusieurs radiotélescopes basses fréquences, dont le dernier né, NenuFAR, à la station de radioastronomie de Nançay.


Schématisation d'un signal radio complexe émis par une exoplanète, détecté par les antennes du radiotélescope européen LOFAR: Crédit : S. Cnudde / Observatoire de Paris – PSL / LESIA / USN

Bibliographie

« The search for radio emission from the exoplanetary systems 55 Cancri, Ups. Andromedae, and τ Boötis using LOFAR beam-formed Observations », par Jake D. Turner et al., paru en ligne sur le site de la revue Astronomy & Astrophysics
https://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/201937201

« The search for radio emission from exoplanets using LOFAR beam-formed observations : Jupiter as an Exoplanet », par Jake D. Turner, Jean-Mathias Grießmeier, Philippe Zarka, & Iaroslavna Vasylieva, Astronomy & Astrophysics, 624, A40, 2019.
https://doi.org/10.1051/0004-6361/201832848

Pour en savoir plus

L'information parue sur Cornell Chronicle, le site de l'Université de Cornell (E.-U.) : https://news.cornell.edu/

Contact LESIA

Philippe ZARKA

Première observation d'une étoile qui « danse » autour d'un trou noir supermassif

2020-04-16T07:51:47Z

Des observations effectuées au moyen de l'instrument Gravity du Very Large Telescope (VLT) de l'ESO, et impliquant notamment en France des chercheurs du CNRS, de l'Observatoire de Paris - PSL et de l'université Grenoble Alpes, ont pour la première fois révélé l'accord parfait entre le mouvement d'une étoile en orbite autour du trou noir supermassif siégeant au cœur de la Voie Lactée et les prévisions de la théorie de la relativité générale d'Einstein. Son orbite présente l'aspect d'une rosace et non d'une ellipse comme le prédit la théorie de la gravitation de Newton. Ce résultat tant attendu a été permis par le gain constant en précision des mesures effectuées ces 30 dernières années. Il offre aux astronomes la possibilité de percer le mystère du trou noir tapi au centre de notre galaxie. Les résultats de cette observation sont publiés le 16 avril 2020 dans Astronomy & Astrophysics.

Le LESIA et l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (Ipag, CNRS/Université Grenoble Alpes) ont apporté l'expertise en interférométrie astronomique et réalisé des parties majeures de l'instrument Gravity du VLT, comme le système fibré (en liaison avec l'industriel français Le Verre Fluoré) et l'optique intégrée (en liaison avec le LETI du CEA) du recombinateur interférométrique, le logiciel de réduction des données ou encore le code de tracé de rayon relativiste Gyoto qui a permis de comparer l'orbite aux prédictions de la théorie de la relativité générale.


Vue d'artiste de la précession de Schwarzschild: © ESO/L. Calçada

Le communiqué de l'ESO, les images et les vidéos sont disponibles sur :

https://www.eso.org/public/france/news/eso2006/

Bibliographie

Detection of the Schwarzschild precession in the orbit of the star S2 near the Galactic centre massive black hole. Gravity collaboration. Le 16 avril 2020, Astronomy & Astrophysics.

Contacts LESIA

Guy Perrin
Astronome de l'Observatoire de Paris – PSL au LESIA
Tel +33 1 45 07 79 63
guy.perrin observatoiredeparis.psl.eu

Thibaut Paumard
Chercheur du CNRS au LESIA
Tel +33 1 45 07 75 45
thibaut.paumard observatoiredeparis.psl.eu

Frédéric Vincent
Chercheur du CNRS au LESIA
Tel +33 1 45 07 75 45
frederic.vincent observatoiredeparis.psl.eu

Une nouvelle piste pour expliquer la formation des atmosphères d'exo-Terres

2020-04-07T08:27:34Z

Les exoplanètes pourraient capturer dans leurs atmosphères un gaz tardif pendant plusieurs dizaines de millions d'années, ce qui les enrichirait en carbone et les rendrait potentiellement propices à la vie. C'est la conclusion à laquelle parvient une équipe menée par un astronome du LESIA de l'Observatoire de Paris-PSL dans une étude qui parait dans la revue Nature Astronomy en date du 6 avril 2020.

On dénombre à ce jour plus de 4 000 exoplanètes qui surprennent par leurs diversités et celles de leurs systèmes. Leurs observations détaillées permettent de révéler que leurs atmosphères sont très variées. Il est communément admis que l'origine de cette diversité est liée aux processus de formation et à l'histoire des systèmes planétaires.

Les atmosphères des exoplanètes sont un mélange de différents gaz : ceux présents dès leur formation, ceux éjectés depuis leur intérieur sous forme de volcanisme, ou enfin ceux ″déposés″ par collisions avec des comètes. Des travaux dirigés par un astronome du LESIA de l'Observatoire de Paris - PSL montrent qu'un quatrième processus pourrait bien dominer tous les autres : l'accrétion tardive de gaz.

En utilisant les antennes du réseau ALMA qui observent les rayonnements submillimétriques, les astronomes ont en effet découvert des disques de gaz tardif autour d'un très grand nombre d'étoiles, un gaz apparu bien après que leurs planètes se soient formées dans leur cocon initial. De ce gaz, les atmosphères des planètes seront amenées à s'enrichir pendant plusieurs dizaines de millions d'années.

Ce gaz est probablement relâché par des collisions entre des planétésimaux - corps rocheux de plusieurs dizaines de kilomètres -, qui orbitent à la périphérie des systèmes planétaires. Le gaz produit est principalement composé de monoxyde de carbone (CO), et probablement d'eau et de molécules plus complexes. L'analyse de la distribution du gaz montre qu'il est entrainé vers l'intérieur du système et l'étude révèle qu'il peut être ainsi capturé par les planètes.

Ce processus très efficace permet d'accumuler jusqu'à plusieurs millions de fois la masse de l'atmosphère terrestre et apparaît donc suffisant pour former des atmosphères aussi massives que celles de la Terre ou de Vénus, mais aussi des atmosphères bien plus épaisses comme celles des mini-Neptunes (appellation donnée aux exoplanètes de taille intermédiaire entre la Terre et Neptune et entourées d'une atmosphère épaisse). Les molécules générées dans les régions externes des systèmes planétaires et qui sont entrainées vers l'intérieur et capturées par les planètes pourraient être potentiellement favorables au développement des premières briques de la vie.

Ces hypothèses pourront être testées avec le futur télescope spatial, le James Webb Space Telescope, et au sol, avec l'Extremely Large Telescope européen.


Accrétion de gaz tardif sur une planète similaire à la Terre: Le gaz est relâché dans un disque de planétésimaux plus lointain que la planète et migre vers l'intérieur jusqu'à se faire capturer par la planète, ce qui crée une nouvelle atmosphère sur cette dernière, qui peut avoir une masse similaire à l'atmosphère terrestre ou même devenir bien plus massive que l'atmosphère vénusienne.
Crédit : Sylvain Cnudde - Observatoire de Paris-PSL / LESIA

Référence

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé « Formation of secondary atmospheres on terrestrial planets by late disk accretion », par Q. Kral et al., paru le 6 avril 2020 dans la revue Nature Astronomy.
DOI : 10.1038/s41550-020-1050-2

Contact LESIA

Quentin KRAL

+33 (0) 1 45 07 76 01
+33 (0) 6 98 40 38 47

Le LESIA se mobilise contre le COVID-19

2020-03-21T17:24:04Z

Le LESIA se mobilise contre le COVID-19 et donne à l'antenne île-de-France de Médecins du Monde son stock de 4000 masques et 1500 paires de gants à usage unique. Ce matériel de salle propre, utilisé dans le cadre d'intégration d'instruments scientifiques pour les missions spatiales, servira aux personnels soignants de la région parisienne.

Quatre imprimantes 3D du SYRTE et du LESIA ont été mobilisées à l'Observatoire de Paris afin de fabriquer des embouts de respirateur à ventilation et des filtres de protection.

Matériel de protection donné à Médecins du Monde

Deux ingénieurs du LESIA, Tristan Buey et Jérôme Parisot, sont à l'origine de l'initiative qui a été relayée par le CNRS dans l'ensemble des laboratoires.

Crédits photo : Jérôme Parisot - LESIA / Observatoire de Paris-PSL

Les embouts de respirateur à ventilation et les filtres de protection sont fabriqués en adaptant des masques de plongée selon le procédé décrit sur le site :

https://www.isinnova.it/easy-covid-19-fr/.


Fabrication d'embouts de respirateur par imprimante 3D: Crédits images : Observatoire de Paris

Les composants seront distribuées aux hôpitaux de la région Ile-de-France pour soigner certains malades du Covid-19, et les moyens de fabrication seront adaptés en fonction de la demande.

Soutenance de thèse de Kevin BOUCHAUD le jeudi 5 mars 2020

2020-03-02T13:13:23Z

La soutenance aura lieu le jeudi 5 mars 2020 à 14h00 dans la salle de conférence du Château à Meudon.

Titre de la thèse

"Évolution stellaire en rotation rapide : apports de l'interférométrie et de l'astérosismologie"

Directeurs de thèse

Armando Domiciano de Souza (Observatoire de la Côte d'Azur) et Daniel Roy Reese (LESIA).

Résumé

Des raies spectrales aux fréquences d'oscillation des pulsations qui les parcourent, la rotation des étoiles laisse des traces de sa présence dans tous les types d'observation. C'est notamment l'interférométrie qui a ouvert la porte sur la rotation rapide, en faisant passer l'étoile d'un point à une source étendue. La détermination des paramètres physiques de l'étoile à partir de ces observations dépend cependant des modèles utilisés pour décrire la surface de l'étoile, une description physique complète de l'étoile reposant sur l'union de modèles d'intérieur stellaire et de modèles d'atmosphère. Les études ayant déterminé l'aplatissement extrême et autres paramètres physiques de rotateurs rapides reposent sur l'utilisation de modèles simplifiés qui imposent des limites à la validité de la méthode, et suggèrent un passage obligé à l'utilisation de modèles d'intérieur complets. j'ai utilisé les modèles produits par le code 2D ESTER pour étudier la rotation des étoiles, profitant des multiples techniques d'observation que sont l'interférométrie, la spectroscopie, et l'astérosismologie pour déterminer les paramètres fondamentaux d'Altaïr, étoile proche en rotation rapide, tels que sa masse ou son stade évolutif.

J'ai pour cela élaboré un code numérique permettant l'interface entre les modèles ESTER et des modèles d'atmosphère (PHOENIX dans ce travail de thèse). Après avoir interpolé les valeurs des paramètres de surface du modèle voulu à partir d'une grille préalablement calculée, celles-ci sont utilisées pour construire des cartes d'intensité monochromatiques de la surface visible de l'étoile grâce aux intensités spécifiques PHOENIX. Les observables interférométriques et le spectre sont ensuite calculés à partir de ces cartes d'intensité, puis comparées aux données d'observation par une méthode de minimisation de χ2.

La détermination des paramètres fondamentaux d'Altaïr fut décomposée en plusieurs parties, les données ne permettant pas une détermination simultanée de tous ces paramètres. L'ω − model, modèle d'assombrissement centre-bord associé à un modèle de Roche, fut d'abord utilisé pour déterminer le rayon équatorial, la vitesse de rotation angulaire à l'équateur, l'inclinaison et l'angle de position de l'étoile, avec les seules données interférométriques du VLTI (PIONIER et GRAVITY). Le modèle obtenu fut utilisé pour reproduire la raie du MgII d'un spectre ELODIE et contraindre la métallicité de l'atmosphère. L'ω − model a ensuite été remplacé par les modèles ESTER, et les données interférométriques ont été reproduites conjointement avec le spectre pour tenter de contraindre la masse M de l'étoile, sa métallicité « intrinsèque » Z (examinée indépendamment de la métallicité de l'atmosphère), et la quantité d'hydrogène en son cœur, Xc , indicative de son stade évolutif. De fortes corrélations entre ces 3 paramètres furent obtenues, mais la reproduction des fréquences d'oscillations observées (WIRE) grâce au code TOP permis de contraindre la masse, imposant au passage une fraction d'hydrogène dans l'enveloppe X supérieure à la valeur initialement utilisée, afin de conserver un rapport Xc/X physiquement réaliste. La non-unicité de la solution souligne l'importance d'une détermination précise de la composition chimique de l'étoile basée sur de multiples raies d'absorption ; il est néanmoins intéressant que quelle que soit la valeur de X, Xc en est très proche, indiquant qu'Altaïr est une étoile jeune, proche de la ZAMS, contrairement à ce que les premières études d'Altaïr laissaient penser.

L'affaiblissement de l'étoile Bételgeuse en image

2020-02-14T12:58:31Z

Une équipe internationale d'astronomes comprenant des chercheurs de l'Observatoire de Paris-PSL a obtenu en décembre 2019 une image de la surface de la célèbre étoile supergéante rouge Bételgeuse, afin de comprendre les raisons de sa faible luminosité actuelle.


Vue de Bételgeuse par l'instrument SPHERE en décembre 2019: Crédits : ESO/M. Montargès et al.

Bételgeuse est un phare dans le ciel nocturne pour les observateurs, mais elle a commencé à faiblir de manière anormale à partir de novembre 2019. En ce mois de février 2020, Bételgeuse est à environ 36% de sa luminosité habituelle, un changement aisément perceptible à l'œil nu. Cette luminosité est la plus faible observée depuis au moins 150 ans.

La nouvelle image de la surface visible de la supergéante, d'une finesse exceptionnelle, a été obtenue grâce à l'instrument SPHERE équipé d'une optique adaptative, et installé sur un des quatre télescopes de 8,2m du VLT (Observatoire de Paranal, Chili). Elle montre un changement spectaculaire de son apparence.

A l'aide de différents télescopes et instruments d'observation, l'équipe dirigée par Miguel Montargès, astronome à l'université KU Leuven (Belgique), cherche à comprendre pourquoi Bételgeuse est entrée dans une phase de très faible luminosité depuis le mois de novembre 2019.


Bételgeuse avant et après l'affaiblissement: Comparaison de l'étoile Bételgeuse avant et après son affaiblissement sans précédent. Les observations, prises avec l'instrument SPHERE sur le VLT en janvier et décembre 2019, montrent combien l'étoile s'est estompée et comment sa forme apparente a changé.
Crédits : ESO/M. Montargès et al.

L'équipe avait observé Bételgeuse avec SPHERE en janvier 2019, avant qu'elle ne commence à faiblir, nous donnant ainsi une comparaison de son aspect avant et après son affaiblissement. Ces images en lumière visible mettent en évidence les changements qui se produisent à la surface. Le disque de l'étoile apparaît beaucoup plus irrégulier et asymétrique que dans son état habituel. Si la taille globale de l'étoile reste comparable, la partie Sud de l'étoile (en bas de l'image) est devenue beaucoup plus sombre que la partie Nord.

De nombreux amateurs d'astronomie se sont demandé si l'affaiblissement de Bételgeuse indique qu'elle est sur le point d'exploser en supernova. Même si cette possibilité existe en effet, les chercheurs pensent que la probabilité d'une explosion prochaine est très faible. « Les deux scénarios sur lesquels nous travaillons pour expliquer nos observations sont un refroidissement de la surface dû à une activité stellaire exceptionnelle ou une éjection de poussières masquant l'étoile », explique Miguel Montargès.


Les panaches de poussière de Bételgeuse vus par l'instrument VISIR/NEAR: Crédits : ESO/P. Kervella/M. Montargès et al. - Remerciement : Eric Pantin.

Une autre image, prise avec l'instrument VISIR/NEAR du VLT en décembre 2019, montre la lumière infrarouge émise par la poussière entourant Bételgeuse. Ces observations ont été réalisées par une équipe dirigée par Pierre Kervella, astronome au LESIA / Observatoire de Paris-PSL.

"La présence de cette grande quantité de poussière autour de Bételgeuse renforce notre hypothèse selon laquelle la formation de poussière est une cause de son affaiblissement actuel". La longueur d'onde de l'image VISIR/NEAR est comparable à celle des caméras thermiques. Les nuages de poussières, qui ressemblent à des flammes dans l'image VISIR/NEAR, se forment lorsque une éruption de l'étoile projette sa matière dans l'espace.

"L'épisode actuel de faiblesse de Bételgeuse est une opportunité exceptionnelle de mieux comprendre les supergéantes rouges comme Bételgeuse. De nombreux astrophysiciens et les plus grands instruments d'observation sont mobilisés pour suivre le phénomène." conclut Pierre Kervella.

Contact LESIA

Pierre KERVELLA

À son lancement, Solar Orbiter embarque 10 instruments scientifiques, dont RPW

2020-02-10T16:02:18Z

Lundi 10 février 2020, à 05h03, heure française, la mission européenne Solar Orbiter a quitté la Terre à bord d'un lanceur Atlas V 411, depuis Cape Canaveral en Floride, en direction du Soleil. Sa croisière durera un peu moins de deux ans et sa mission scientifique entre cinq et neuf ans. Son instrument RPW traquera les ondes radio et plasma de notre étoile pour en percer les mystères.


Vue d'artiste de la sonde Solar Orbiter: Crédits ESA/ATG medialab

RPW, l'un des 10 instruments scientifiques de la sonde

Le Soleil, l'étoile la plus proche de nous, renferme encore plusieurs énigmes. Pourquoi la couronne du Soleil est-elle tellement plus chaude que sa surface ? Comment le vent solaire est-il accéléré ? Quelles sont les sources des particules solaires à haute énergie ? La plus ambitieuse mission d'exploration européenne du Soleil va tenter d'y répondre.


Les 10 instruments de Solar Orbiter: Crédits : ESA - S. Poletti

L'objectif principal de Solar Orbiter est de mieux comprendre comment le Soleil génère le vent solaire et l'héliosphère, cette enveloppe magnétique – porteuse de ce vent – dans laquelle baigne et interagit tout notre Système solaire. Seront aussi scrutées la source du champ magnétique solaire et ses variations au cours du cycle d'activité solaire d'environ 11 ans. Le mécanisme des éruptions solaires sera particulièrement étudié et pourrait aider à mieux prévoir les tempêtes solaires et les effets perturbateurs sur Terre et sur nos satellites.

Parmi les 10 instruments de Solar Orbiter, le LESIA est responsable de l'instrument RPW (Radio & Plasma Waves), l'analyseur d'ondes radio et de plasma, en collaboration avec un consortium scientifique international (détaillé ci-après) dirigé par Milan Maksimovic, investigateur principal (PI) de l'instrument, directeur de recherche CNRS au LESIA.


Séquence de lancement et déploiement de Solar Orbiter: RPW sera testé 42 heures après le lancement.
Crédits : ESA–S. Poletti

Depuis 2006, en France, une cinquantaine de personnes du LESIA, du Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP, CNRS/École polytechnique/Sorbonne Université /Université Paris-Saclay/Observatoire de Paris - PSL) à Palaiseau, du Laboratoire de physique et de chimie de l'environnement et de l'espace (LPC2E, CNRS/Université d'Orléans/CNES) à Orléans, et des ingénieurs du CNES à Toulouse, ont contribué à la mise au point et à la construction de cet instrument, à la pointe de la technologie spatiale.

L'instrument RPW se compose d'un boitier électronique complexe de 7 kg au cœur de la sonde, bien protégé par son bouclier thermique, et relié à plusieurs types de capteurs externes : le capteur magnétique SCM, situé sur le mât du satellite à deux mètres de la plateforme, et trois antennes électriques de 6,5 m de long. L'instrument mesure ainsi les champs magnétiques et électriques au voisinage de la sonde afin d'étudier la dynamique du vent solaire, ce jet de particules chargées -du plasma- émis par notre étoile.

« La physique solaire ne sait toujours pas répondre à plusieurs questions posées depuis 80 ans, souligne Milan Maksimovic. Pourquoi la couronne du Soleil, c'est-à-dire l'atmosphère de notre étoile, est infiniment plus chaude (environ 1 million de degrés C), que la surface du Soleil (5500° C) ? Comment le vent solaire est-il accéléré dans la couronne solaire à des vitesses supersoniques de 800 km/s ? Quel mécanisme déclenche les éruptions solaires, qui peuvent avoir des conséquences sur les télécommunications en particulier ? Enfin, comment fonctionne précisément la dynamo solaire, qui génère le champ magnétique du Soleil dont la direction s'inverse tous les 11 ans ? »

Solar Orbiter, de la taille d'une camionnette avec une masse de 1,6 tonne au lancement, aura la particularité de combiner simultanément des mesures in situ de son environnement sur une orbite relativement proche du Soleil et des observations à distance du Soleil (à seulement 42 millions de km au lieu de 150 millions de km, distance Terre-Soleil). La sonde devra affronter des températures variant de – 150˚C à + 500˚C et de puissants bombardements de particules solaires énergétiques.

Au cours de son périple prévu pour une dizaine d'années, Solar Orbiter utilisera la gravité de Vénus et de la Terre pour élever progressivement son orbite par rapport au plan de l'écliptique (33°), et ainsi accéder à l'observation des régions du Soleil de plus hautes latitudes.

Avec la participation de la NASA, le coût de cette mission est estimée à 1,5 milliard d'euros. Une fois en orbite opérationnelle, Solar Orbiter travaillera en tandem avec la sonde solaire de la NASA, Parker Solar Probe, lancée en août 2018. Grâce à ses imageurs et télescopes multi-longueurs d'ondes, la sonde européenne contribuera quant à elle à visualiser l'environnement spatial dans lequel la sonde américaine collectera des données à une distance encore plus proche du soleil, en frôlant notre étoile à moins de 7 millions de km.

Le consortium de l'instrument RPW

Il regroupe les laboratoires suivants :

LESIA (Observatoire de Paris - PSL / CNRS / Sorbonne Université / Université de Paris) ;
CNES, Toulouse ;
LPC2E, Orléans, (CNRS / Université d'Orléans / CNES) ;
LPP (CNRS / École polytechnique / Sorbonne Université / Université Paris-Saclay / Observatoire de Paris - PSL) ;
IRF, Uppsala & KTH, Stockholm (Suède) ;
IAP & Astronomical Institute, Prague (République Tchèque) ;
IWF, Graz (Autriche) ;
University of California Berkeley (USA).

Le LESIA est responsable (PI) de l'instrument RPW (Radio & Plasma Waves) développé et conçu par le Centre national d'études spatiales (CNES). Les objectifs scientifiques de cet instrument, permettant à la fois des observations in situ et de télédétection (émissions radio solaires), sont de mesurer d'une part les ondes électriques depuis le continu jusqu'à 16 MHz et d'autre part les ondes magnétiques depuis quelques Hertz jusqu'à 500 kHz.

Le LPC2E a conçu et réalisé le capteur de champ magnétique alternatif SCM de RPW, qui caractérisera les variations du champ magnétique et permettra de comprendre la dynamique du vent solaire. SCM se situe à 2 mètres de la plateforme au milieu d'un mât déployable. Il sera ainsi dans l'ombre du bouclier thermique qui protège la plateforme, soumis à une température extérieure de -145°C mais ramenée à -50°C grâce à un système de chauffage et une couverture thermique.

Suivre SCM sur Twitter : @SolarOrbiter_SCM

Le LPP a conçu et réalisé le sous-système LFR (Low Frequency Receiver) de RPW pour le traitement à bord des mesures d'ondes électromagnétiques et le système de détection des électrons du spectromètre EAS (Electron Analyzer Sensor) qui fait partie de l'instrument SWA (Solar Wind Analyzer). L'analyseur LFR est basé sur un processeur de signal numérique FPGA de basse consommation. Il réduit la quantité de données transmises au sol tout en optimisant la valeur scientifique de ces dernières. Il délivre une large palette de produits allant de la simple forme d'onde à des spectres élaborés.

Le LPP et le LESIA sont membres de PLAS@PAR, fédération de recherche en physique des plasmas.

Contacts LESIA

Xavier BONNIN
01 45 07 76 61 | 06 21 90 37 77

Milan MAKSIMOVIC

La surface du Soleil est aimantée

2020-02-10T15:25:02Z

Une récente compilation de plusieurs observations spectroscopiques de la surface du Soleil montre que le gradient de champ magnétique dans la direction verticale est de 3 Gauss par kilomètre, alors que dans la direction horizontale, il n'est que de 0,3 Gauss par km. Cela dénote un surprenant écart aux équations de Maxwell !

Véronique Bommier, directrice de recherche CNRS au LESIA, propose une solution au problème, en supposant une accumulation d'électrons dans la photosphère. Les protons, bien plus lourds, ne suivent pas, et il en résulte un champ électrique à l'intérieur du Soleil. Ce phénomène explique l'apparente contradiction des observations.

Pourquoi la météorologie solaire est beaucoup plus difficile et complexe que la météorologie terrestre, effectuée à partir de cartes et de modèles de prévision numérique ? Comme l'atmosphère du Soleil est un plasma, une matière chargée, en théorie nous devrions pouvoir utiliser les modèles de magnétohydrodynamique associés aux cartes de champ magnétique et de champ de vitesse à la surface du l'astre. Mais il semblerait que cela ne fonctionne pas très bien. Peut-être est-ce dû au fait que le champ magnétique que l'on mesure n'est pas celui que l'on croit.

L'article publié ce 6 février 2020 dans la revue Astronomy & Astrophysics par Véronique Bommier met en évidence une non-conservation du flux magnétique, ce qui suggère qu'en effet, le champ n'est pas égal à celui que l'on croit. Pour résoudre le problème, il faut supposer la présence d'une aimantation beaucoup plus importante que ce que donnent les modèles actuels du plasma de la surface solaire. L'accumulation d'électrons libres venant de l'intérieur de l'astre, où la haute température couplée à la faible masse des électrons leur fait échapper à la gravité et aux protons, pourrait expliquer cette aimantation. Un résultat qui permet d'envisager une modernisation de la prévision des éjections de matière solaire !


Exemple de champ magnétique reconstruit au-dessus de la surface du Soleil: La matière chargée va suivre les lignes du champ magnétique. Ce que l'on observe est en en fait le champ magnétique H, et non l'induction magnétique B qui est à flux conservatif selon les équations de Maxwell, la différence entre ces deux quantités étant contenue dans l'aimantation M, selon la loi B = µ0 (H + M). Or, les interactions entre le champ et la matière sont le fait du champ magnétique H. C'est donc bien H que l'on mesure par interprétation de l'effet Zeeman du champ magnétique sur les atomes qui émettent le rayonnement observé. L'aimantation M est, quant à elle, du flux magnétique stocké et caché à l'intérieur de la matière elle-même. Cependant, c'est l'induction B qui gouverne les effets induits par le champ sur les mouvements de matière (la magnéto-hydrodynamique). Jusqu'à présent, on pensait que c'était B que l'on mesurait.

Véronique Bommier a conduit de nombreuses observations avec le télescope solaire français THEMIS, construit par le CNRS sur le site européen d'Izaña (île de Tenerife, Canaries, Espagne). Ces nombreuses observations lui ont révélé le phénomène décrit dans cette étude.

Référence de la publication

Solar photosphere magnetization, V. Bommier Astronomy & Astrophysics, 6 February 2020.

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Véronique BOMMIER

Simulations numériques d'une magnétosphère de type Uranus à l'équinoxe

2020-01-27T21:35:01Z

La magnétosphère d'Uranus est particulière en raison de la forte inclinaison entre son axe de rotation et son axe magnétique (60°). Une nouvelle étude menée par L. Griton et F. Pantellini montre que le champ magnétique s'enroule et s'étire sous l'effet de la rotation, et plie sous l'effet du vent solaire. Cette étude est mise en avant dans les faits saillants de la revue Astronomy & Astrophysics en janvier 2020.

Au sein du Système solaire toutes les planètes, à l'exception de Vénus et Mars, ont un champ magnétique intrinsèque suffisamment intense pour interagir avec le vent solaire et former une magnétosphère complexe. La structure de cette dernière dépend grandement de la vitesse de rotation de la planète ainsi que de l'orientation de ses deux axes remarquables : l'axe magnétique et l'axe de rotation.

Uranus est la seule planète du Système solaire qui réunit les trois caractéristiques suivantes :

c'est un rotateur rapide,
son axe de rotation est quasi-parallèle au plan de l'écliptique (le plan dans lequel s'écoule le vent solaire)
son axe magnétique est quasi-perpendiculaire à l'axe de rotation.

Le grand angle entre axe magnétique et axe de rotation a pour conséquence une magnétosphère particulièrement dynamique, qui varie considérablement au cours d'une journée planétaire, mais également d'une saison à l'autre. Au solstice, l'axe de rotation de la planète est dirigée vers le Soleil, et fait donc face au vent, alors qu'à l'équinoxe l'axe de rotation est orienté perpendiculairement au vent.


Orientation de l'axe magnétique et de l'axe de rotation de la planète utilisés dans les simulations: Le vent solaire vient de la gauche et souffle perpendiculairement à l'axe de rotation de la planète. Au cours d'une journée, l'angle entre l'axe magnétique (en rouge) et la direction du vent solaire parcourt tous les angles de 0° à 360° (extrait et adapté de Griton & Pantellini 2020).

Dans cette étude, la configuration en période d'équinoxe est explorée à l'aide de simulations magnétohydrodynamiques (MHD). Afin d'en faciliter l'interprétation, l'axe de rotation a été placé dans le plan de l'écliptique et son angle par rapport à l'axe magnétique a été augmenté de 60° à 90°, comme illustré dans la figure ci-dessus.

Une illustration qualitative de la structure que forment les lignes de champ magnétique d'Uranus en période d'équinoxe est montrée dans la figure ci-dessous pour le cas d'un vent ne transportant aucun champ magnétique. Un seul hémisphère est montré car, en raison de la symétrie de la configuration choisie, chaque hémisphère est l'image miroir de l'autre. La simulation montre que les lignes de champ magnétique planétaire s'enroulent et s'étirent sous l'effet de la rotation, et plient sous l'effet de la pression exercée par le vent solaire.

Une des principales conclusions de l'article est que les lignes de champ magnétique de la planète qui forment la structure magnétique complexe montrée dans la figure ci-dessous, sont accélérées jusqu'à atteindre la vitesse du vent. La thèse défendue dans l'étude est que l'accélération dans le cas d'un rotateur rapide comme Uranus se produit principalement dans l'immédiat voisinage de la planète. Cette distance est de l'ordre de celle parcourue par une onde d'Alfvén au cours d'une rotation planétaire. L'accélération est dans ce cas le résultat de l'effet combiné de la force centrifuge liée à la rotation planétaire, et de la force électromagnétique liée à la compression et à la déformation du champ magnétique. Le vent contribue donc à courber les lignes de champ magnétique dans la direction opposée au Soleil, mais ne participe que très marginalement à leur accélération.


Enroulement des lignes de champ magnétique dans la magnétosphère d'une planète en rotation rapide de type Uranus en période d'équinoxe: Les lignes bleues et rouges sont connectées aux pôles magnétiques opposés de la planète. Elles sont enroulées par la rotation planétaire. En noir les lignes d'écoulement du plasma du vent solaire. L'effet du vent est de replier les lignes de champ magnétique dans la direction opposée au Soleil (extrait et adapté de Griton & Pantellini 2020).

L'article montre l'intérêt des simulations magnétohydrodynamiques appliquées aux magnétosphères planétaires et exoplanétaires, notamment à celles des planètes présentant un grand angle entre l'axe de rotation et l'axe magnétique, telles Uranus et Neptune.

Bibliographie

Publication scientifique : Magnetohydrodynamic simulations of a Uranus-at-equinox type rotating magnetosphere, Léa Griton (IRAP, CNRS, UPS, CNES) & Filippo Pantellini (LESIA, Observatoire de Paris-PSL, CNRS), Astronomy & Astrophysics 2020, A&A, 633, A87

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Filippo PANTELLINI

Hommage à Zadig Mouradian

2020-01-27T19:06:53Z

C'est avec une grande tristesse que nous apprenons le décès de Zadig Mouradian survenu le 22 janvier 2020 dans sa 90ème année.

Zadig Mouradian écrivait en 2008 :

« Trois ans après avoir obtenu mon diplôme en astronomie à l'Université de Bucarest, j'ai finalement été recruté par l'Observatoire de Bucarest pour participer à l'Année géophysique internationale. J'ai rejoint l'Observatoire en tant que troisième boursier du Département Solaire. Là, je suis devenu un expert des affaires satellitaires grâce à une prise de vue télévisée. J'étais en charge d'ajuster les instruments solaires nouvellement reçus et j'ai contribué à la campagne internationale, y compris la patrouille solaire. Puisqu'il m'était absolument impossible de débuter une thèse à cette époque, j'ai déménagé en France et entamé une nouvelle carrière au Département Solaire de l'Observatoire de Paris-Meudon. Mon expérience à l'Observatoire de Bucarest a été fondamentale pour le reste de mon travail au cours des 50 années suivantes. Ma coopération avec l'Observatoire de Bucarest s'est intensifiée après 1992 et se poursuit encore aujourd'hui. »

Zadig Mouradian était entré dans le département solaire de l'Observatoire de Paris à Meudon, dirigé par Raymond Michard, au début des années 60.

Il a publié plus de 140 articles sur les cycles solaires, les spicules observées au bord du Soleil, et plus globalement sur l'atmosphère du Soleil. Il travaillé pendant de nombreuses années avec Irina Soru Escaut. Dès 1977, il s'est intéressé aux protubérances solaires, matière du Soleil éjectée et propulsée jusque dans l'atmosphère terrestre ; c'était les prémices de ce que l'on appelle maintenant la météorologie de l'espace. Il avait une vue visionnaire de ces phénomènes qui peuvent conduire aux aurores boréales.

Pendant une grande période de sa vie, dans les années 70-80, Zadig Mouradian a construit un spectrographe au Pic du Midi et obtenu de nombreuses observations sur les spicules. Il a organisé des expéditions lointaines pour observer les éclipses de Soleil (1961, 1970 et d'autres) et identifié de nouvelles raies d'émission de la couronne solaire.

Dans les années 2000, il a dirigé la thèse de plusieurs étudiants, dont celle de Lela Taliashvilli, qui depuis a formé un groupe de recherche en physique solaire au Costa Rica avec le soutien de Zadig Mouradian jusqu'à ces dernières années, notamment avec Carolina et Heidy Gutierrez dont leurs derniers articles en commun datent de 2017.

Nous nous rappellerons tous l'excellent physicien qu'était Zadig Mouradian, et le rôle qu'il a joué dans le développement de la physique solaire, tant avec des observations au sol que dans l'espace (Skylab en 1973, SMM dans les années 80).

Nous aimions beaucoup son humour et sa joie de vivre et nous conserverons le souvenir de soirées musicales où nous avons eu le plaisir d'entendre son épouse, Aïda, jouer pour nous. Musique et science forment un très bon couple.


Zadig MOURADIAN (2002): Crédits : LESIA / Observatoire de Paris-PSL

La cérémonie religieuse sera célébrée le mercredi 29 janvier 2020 à 11 heures en la Cathédrale Arménienne Saint-Jean Baptiste, 15 rue Jean Goujon à Paris 8ème. L'inhumation aura lieu à 14 heures dans la sépulture de famille au cimetière nouveau, 48 avenue Pierre Grenier, à Boulogne-Billancourt.