LESIA - Observatoire de Paris

Les activités biomédicales au LESIA

Marie Glanc — 2023-08-03T08:28:14Z

En quoi consistent les activités biomédicales au LESIA ?

Les applications biomédicales au LESIA comportent deux activités principales :

l'imagerie tridimensionnelle haute résolution de la rétine (in ou ex vivo), à l'échelle du micron, par optique adaptative et interférométrie, lancée au LESIA par Pierre Léna ;
la mise au point d'un système d'optique adaptative dédié à la microscopie (2 photons, à terme) pour études fonctionnelles dans le cerveau de rongeur et viser l'étude des pathologies neurodégénératives.

Imagerie de la rétine

Cette première application a occupé l'équipe des années 2000 à 2020. Elle a vu la mise au point de deux instruments d'imagerie haute résolution de la rétine. Le premier était basé sur la technique d'optique adaptative (OA) seule et a été partie intégrante de séries d'examens définissant un protocole clinique validé par le Comité de protection des personnes (CPP) à l'hôpital des Quinze-Vingts. Cet instrument avait le défaut de ne pas fournir la résolution axiale nécessaire aux médecins, puisque l'optique adaptative est limitée de ce point de vue.

Le couplage de cette technique avec une technique interférométrique, la tomographie à faible longueur de cohérence (OCT) plein champ (FF-OCT) a permis de lever cette lacune mais le second instrument ainsi développé au LESIA présentait des limitations vis-à-vis d'une utilisation in vivo. Il n'a donc jamais été transféré à l'hôpital des Quinze-Vingts. Il aurait fallu l'investissement (initialement prévu) de la start-up détentrice des licences des brevets de l'instrument pour franchir cette dernière étape. Malheureusement, pour des raisons économiques, cet investissement indispensable n'a pas eu lieu.

L'instrument couplant OA et FF-OCT a tout de même permis diverses études, dont une collaboration avec le laboratoire de l'IMNC (Imagerie et Modélisation en Neurobiologie et Cancérologie) et plusieurs publications dont la dernière en date sur ces activités est la suivante : "Analysis of the impact of optical aberrations in en-face full-field OCT microscopy"

Une description plus détaillée de ces activités peut être trouvée en consultant la page du projet ŒIL.

Optique Adaptative pour la microscopie dans le cerveau de rongeur

Historique

Depuis 2021, l'imagerie pour l'ophtalmologie a laissé - au moins provisoirement - place aux activités instrumentales pour les neurosciences. Ces activités visant à terme la mise au point d'une optique adaptative dédiée à la microscopie dans le cerveau de rongeur constituent une collaboration avec deux équipes de l'ENS : l'équipe de L. Bourdieu (spécialiste de l'imagerie fonctionnelle in vivo) à l'Institut de Biologie de l'ENS et l'équipe de S. Gigan (spécialiste de l'imagerie en milieu diffusant) au Laboratoire Kastler Brossel de l'ENS. Nos équipes avaient déjà collaboré au projet MIVOA (Microscopie In Vivo par Optique Adaptative). Il visait à rapprocher des équipes au sein de PSL, par l'organisation, entre autres d'une conférence internationale : Adaptative Optics and Wavefront Control in Microscopy and Ophtalmology. Elle a regroupé, en octobre 2015, plus d'une centaine de participants dont des spécialistes mondiaux dans le domaine de l'application de l'OA pour l'imagerie biologique.

Image cortex de rat

Reconstruction « grand champ » par corrélation de champs individuels d'une coupe sagittale de cortex de rat.

Crédit photo : LESIA

Contexte

Les maladies neurodégénératives (Alzheimer, sclérose en plaque, …) souffrent encore d'un manque de traitements. Des travaux ont montré que la microscopie à 2 photons (TPEF) appliquée à des modèles animaux (le rat en particulier) aide à la compréhension des phénomènes en jeu. Malheureusement la profondeur d'imagerie est limitée aux premières couches du cortex à cause de la diffusion et des défauts optiques (aberrations) liés au fait que l'indice n'est pas uniforme dans les tissus cérébraux.

Quelques équipes ont démontré que l'implémentation de techniques d'optique adaptative permet d'améliorer la qualité des images obtenues. La réalisation d'une OA adaptée à l'imagerie en microscopie est d'un enjeu différent de l'astronomie et de l'ophtalmologie. Dans ces domaines, les aberrations ont un spectre spatial qui décroît significativement, et les couches aberrantes sont localisées au voisinage de la pupille. Or, en microscopie, la présence de diffusion, d'une quantité conséquente d'aberrations hauts ordres et le fait qu'elles s'accroissent au fur et à mesure qu'on pénètre dans l'échantillon, nous placent dans une situation inédite.

Petite précision sur ce dont il s'agit. Les aberrations sont les manifestations des propriétés d'un système optique qui font que l'image d'un point est étalée au lieu d'être ponctuelle. La nature de la distorsion de l'image qui en découle est liée aux caractéristiques de ces aberrations. Ainsi les aberrations hauts ordres provoquent des perturbations à haute fréquence spatiale sur les trajets des rayons lumineux.

Les conséquences de ces phénomènes se manifestent visuellement dans la pupille qui présente des variations d'intensité notables, ainsi que sur les spots de l'analyseur de surface d'onde de type Shack-Hartmann. Le fonctionnement de l'analyseur Shack-Hartmann repose sur la focalisation des rayons lumineux issus de différents points de la pupille par l'intermédiaire de microlentilles qui forment une matrice, sur une caméra. Lorsque des aberrations sont présentes, les points de focalisation ou « spots » peuvent être décalés et/ou étalés, voire « éclatés » en plusieurs sous-parties) (spots « éclatés »). La conséquence est que cela impacte considérablement la capacité de correction par OA dans certaines circonstances, comme lorsque l'on travaille à des profondeurs trop importantes (au-delà de quelques centaines de microns).

Travail actuel au LESIA

Les défauts optiques induits par la traversée de l'échantillon augmentent au fur et à mesure qu'on cherche à effectuer de l'imagerie en profondeur. En outre, pour ce qui concerne les images grand champ, elles dépendent de la position latérale dans le champ étudié. Ainsi, les distorsions de l'image augmentent au fur et à mesure qu'on s'éloigne de l'endroit même où l'on a fait la mesure pour calculer la correction à apporter sur le miroir déformable. C'est ce qui s'appelle l'anisoplanétisme.

Des estimations du champ isoplanétique ont été publiées, par des approches qualifiées de sensorless, (c'est-à-dire sans l'utilisation directe d'un analyseur de surface d'onde) et surtout, sans une étude détaillée de la variation dans le champ (Wang et al., Nature Com. 2015, DOI : 10.1038). Nous sommes actuellement en train de mener à bien une telle étude détaillée de décorrélation et souhaitons comparer nos mesures avec celles affichées dans la littérature. Nos premiers résultats ne sont pas en accord avec les valeurs publiées. Ces études sont importantes pour la communauté dans le but de développer de nouvelles techniques d'OA pour la microscopie à 2 photons, et d'autres types de techniques microscopiques.

Pupille et spots de Shack-Hartmann

Exemple d'image de la pupille et des spots de Shack-Hartmann obtenus à partir de la formation d'une source ponctuelle à l'entrée de l'échantillon (cortex de 150 micromètres d'épaisseur)

Crédit photo : LESIA

Imagerie à très haute dynamique

Anthony Boccaletti, Johan Mazoyer — 2023-02-17T09:45:49Z

L'imagerie à très haute dynamique ou haut-contraste rassemble l'ensemble des techniques qui permettent de détecter et d'étudier des objets de faible magnitude orbitant très près d'objets beaucoup plus brillants. L'application la plus utilisée est la détection de planètes extrasolaires et de disques de poussières autour d'étoiles proches.


Image SPHERE du disque orbitant l'étoile AB Aurigae

Principe

Sur les 5000 exoplanètes détectées à ce jour, seules quelques dizaines l'ont été par imagerie directe. Cette technique de détection est cependant très intéressante car elle permet dès maintenant l'observation d'objets jeunes et éloignés de leur étoile, inaccessibles aux autres méthodes de détection. D'autre part, elle permet l'observation de disques circumstellaires, disques de poussières entourant les étoiles (parfois celles autours desquelles une exoplanète a été détectée, e.g. Beta-Pictoris) apportant des informations sur la position et la taille des poussières, inaccessibles aux techniques d'excès infrarouge. Pour ces raisons, l'imagerie directe est un outil fondamental pour comprendre la formation des planètes dans les disques protoplanétaires ainsi que l'évolution de ces systèmes. Enfin, la mesure directe de la lumière émise ou réfléchie par l'exoplanète ou le disque de poussières ouvre, grâce à la spectroscopie, la voie à l'analyse chimique et thermique généralisée des atmosphères et surfaces planétaires et des poussières circumstellaires.

L'imagerie directe demande cependant la résolution de défis spécifiques : il s'agit de détecter des objets 10 milliards de fois moins lumineux que leur étoile hôte (pour les planètes telluriques), et séparés d'une fraction de seconde d'angle de leur étoile hôte. Les planètes jeunes (quelques millions à quelques dizaines de millions d'années) n'ont pas complètement évacué leur énergie de formation qui leur confère une température plus élevée. Elles émettent par conséquent une intensité supérieure aux planètes plus agées (les planètes du systèmes solaire, par exemple, qui ont 4.6 milliard d'années). Elles sont donc plus favorables pour l'imagerie directe et sont néanmoins des cibles de choix pour les programmes d'observations.


Rapport de flux étoile/planète: Intensité des diverses planètes du Système Solaire comparée à celle du Soleil. Le rapport de flux entre le Soleil et la Terre dans le visible est de 5 milliards. Le contraste s'améliore très nettement pour une planète chaude, comme une planète de type Jupiter quelques millions d'années seulement après sa formation.

Comme les autres équipes du Haute résolution Angulaire pour l'astrophysique (HRAA) du LESIA, l'équipe Imagerie très haute dynamique regroupe des chercheurs impliqués dans toutes les étapes de la vie d'un instrument astronomique : recherche en instrumentation pour le développement de nouvelles méthodes, participation à la conception et à la construction de futurs instruments sol et spatiaux, traitement et exploitation des données pour l'analyse des environnements proches des systèmes planétaires (exoplanètes, disques protoplanétaires et de débris). Trois méthodes instrumentales distinctes sont explorées pour l'imagerie haute dynamique : le réarrangement de pupille, la coronographie et le molecular mapping.

Recherche instrumentale et développement d'instruments

FIRST

L'instrument FIRST (Fibered Imager foR a Single Telescope) repose sur la technique du réarrangement de pupille. Cette technique, à l'intersection de l'interférométrie et de l'imagerie haute dynamique, offre un potentiel unique pour la détection et la caractérisation spectrale de compagnons situés à de très faibles séparations angulaires. L'instrument FIRST est installé sur la plateforme d'optique adaptative extrême du télescope Subaru SCExAO (Hawaii) et a démontré des performances en résolution angulaire de 10mas dans le visible, soit 1,5 unités astronomiques (UA) à 150 pc. En parallèle, de nouveaux composants optiques pour FIRST sont développés et testés sur le banc d'expérimentation optique FIRST, situé au LESIA. Le projet FIRST regroupe 1 chercheuse permanente, 1 postdoc et 2 doctorants de notre équipe.

Coronographie

L'autre technique développée dans notre équipe pour l'imagerie haute dynamique est la coronographie. Un coronographe est un élément optique permettant de filtrer la lumière sur l'axe optique (l'étoile) et de ne conserver que la lumière hors axe (l'environnement proches des étoiles comme les exoplanètes ou les disques de poussière).

Les performances des coronographes spatiaux ou terrestres sont actuellement limitées par les aberrations de la surface d'onde, en raison des résidus atmosphériques mais aussi de la qualité des optiques elles-mêmes ou des discontinuités dans la pupille du télescope (araignées, segmentation du miroir primaire). Ces aberrations créent des tavelures (résidus de lumière stellaire) dans le plan focal (appelées speckles en anglais) qui limitent les performances et masquent les exoplanètes ou disques les moins brillants. La minimisation active de ces speckles en utilisant des miroirs déformables (DM) nécessite de mesurer précisément le champ électrique dans l'image coronographique. Enfin il est aussi possible de minimiser l'intensité de ces speckles a posteriori en utilisant des techniques de traitement de données appelées imagerie différentielle. Le travail en coronographie par les équipes du LESIA couvre toutes les étapes de la vie d'un instrument coronographique.

Banc optique THD

Le banc très haute dynamique (THD2) est un équipement de recherche instrumentale qui permet de développer et de tester des méthodes et des composants pour la coronographie sol ou spatiale. Ce banc de recherche et développement instrumental utilise des coronographes et des miroirs déformables pour parvenir à des contrastes (rapport entre les intensités des speckles de l'image coronographique et de l'étoile sans coronographe) de 10-8-10-9 dans le visible et le proche infrarouge. Cela en fait le banc coronographique le plus performant en Europe et l'un des trois meilleurs au monde. Le développement du banc se fait en parallèle du code informatique (python) de simulations d'instrument coronographique Asterix, dont le but est à la fois de simuler les images expérimentales et de contrôler les miroirs déformables pour la correction optique. Ce travail permet d'étudier et de développer des techniques actives pour la coronographie, qui sont ensuite validées sur ciel sur plusieurs télescopes (Subaru, Palomar, VLT). Ce travail, à la fois numérique et expérimental, regroupe trois chercheurs permanents du LESIA, une post-doctorante et un doctorant. En parallèle de cette recherche instrumentale, la majorité des chercheurs de l'équipe sont fortement impliqués dans le développement des futurs instruments pour les grands télescopes européens.

: Les speckles de l'instrument SPHERE sont corrigés en temps réels lors d'une observation de l'instrument VLT/SPHERE (Potier et al. 2022)

De SPHERE à SPHERE+

L'imageur d'exoplanètes SPHERE (Spectro-Polarimetric High-Contraste Exo-planet REsearch) est un instrument coronographique installé et en fonctionnement au Very Large Telescope depuis fin 2014. Les différents sous-systèmes de SPHERE ont été conçus, construits et intégrés par un consortium de douze instituts européens sur plus d'une décennie. Le LESIA a dirigé le développement de la suite coronographique. Huit ans après la mise en place de cet instrument, les limitations de SPHERE ont été comprises et de nouvelles techniques d'optique adaptative et de coronographie sont apparues. Le projet SPHERE+, dirigé par le LESIA et impliquant une douzaine d'instituts en Fance et en Europe a pour objectif de modifier SPHERE pour obtenir de meilleures performances. Trois chercheurs permanents de l'équipe haute dynamique sont impliqués dans SPHERE+, en proche collaboration avec l'équipe optique adaptativedu LESIA.

Avec MICADO, un premier coronographe sur l'ELT

L'instrument de première lumière de l'ELT MICADO, acronyme de Multi-Adaptive Optics Imaging Camera for Deep Observations, est conçu pour des observations en imagerie et spectroscopie dans le proche infrarouge, avec une combinaison sans précédent de sensibilité et de précision. Cet instrument inclut une branche coronographique. Deux chercheurs permanents et une doctorante de l'équipe haute dynamique sont impliqués dans la branche coronographique de MICADO en proche collaboration avec l'équipe optique adaptative du LESIA.

Exploitation des instruments coronographiques

Enfin, l'équipe est impliquée dans l'exploitation des données des grands télescopes au sol et spatiaux, dont elle a parfois développée les instruments ou sous-instruments coronographiques (VLT/SPHERE, JWST/MIRI pour n'en citer que deux).


Déplacement de la planète β-Pictoris b le long de son orbite entre 2003 et 2016: Les différentes images ont été obtenues avec NaCo de 2003 à 2013 puis avec SPHERE de 2014 à 2016 (Lagrange et al.)

L'analyse des données coronographiques nécessite l'utilisation de traitement d'images avancées qui sont l'une des expertises de notre équipe. Ces codes numériques sont ensuite utilisés par les consortia dont les chercheurs et chercheuses du LESIA font partie. L'analyse des données coronographiques SPHERE a donné lieu à de nombreuses publications récentes de notre équipe en particulier sur les disques de débris et les disques protoplanétaires.

COBREX, au plus profond des données

Au sein du projet ERC COBREX (PI Lagrange), les chercheurs de l'équipe haute dynamique développent de nouvelles techniques d'analyse de données sur une grande librairie de données d'archives combinée avec de nouvelles données. Il s'agit de combiner les données de multiples instruments coronographiques pour améliorer la capacité des exoplanètes et les disques circumstellaires dans lesquels elles se forment. Les objectifs sont de détecter pour la première fois des planètes jeunes, analogues aux géantes gazeuses du système solaire, de contraindre la distribution de ces planètes dans la région 5-20 UA et enfin, d'explorer la démographie des planètes géantes jeunes à toutes les séparations. L'équipe COBREX inclut 5 chercheurs 3 doctorants et 2 post-doctorants dans l'équipe haute dynamique du LESIA.

Les performances des instruments d'imagerie directe permettent maintenant d'espérer obtenir des détections conjointes avec d'autres techniques, en particulier avec les vitesses radiales et l'astrométrie. Un doctorant et un post-doctorant sont directement spécialisés dans ces techniques avec l'objectif d'identifier ou de contraindre l'orbite de compagnons à très longue séparation grâce à des données obtenues en vitesses radiales et en astrométrie avec GAIA. Ces détections sont utilisées pour proposer de nouvelles observations.

MIRI, un coronographe sur JWST

Le LESIA a contribué à l'étude et à la réalisation d'un ensemble de coronographes stellaires installés dans l'instrument moyen-infrarouge (MIRI) du télescope spatial JWST (James Webb Space Telescope). Avec le lancement fin 2021 de JWST, l'exploitation des données de cet instrument a commencé avec l'analyse de disques de débris et d'exoplanètes connues. Récemment les coronographes de MIRI ont permis la première image JWST d'une exoplanète (HIP 65426 b) ouvrant la voie à l'analyse de ces objets en infrarouge moyen.

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Première image d'une exoplanète (HIP 65426 b) grâce à l'instrument MIRI du JWST: Première image d'une exoplanète (HIP 65426 b) grâce à l'instrument MIRI du JWST

Molecular mapping

Enfin, une nouvelle technique a récemment rejoint l'arsenal de méthodes d'imagerie directe d'exoplanètes, le molecular mapping. Cette technique utilise les différences supposées a priori entre le spectre d'une étoile hôte et celui d'une planète non détectée dans les données de spectrographe à intégrale de champ. Elle peut être combinée ou non à de la coronographie. L'objectif est d'améliorer les performances en détection et de permettre la détection de molécules spécifiques dans les atmosphères d'exoplanètes ainsi découvertes. Cette méthode est utilisable sur les données de tous les télescopes équipés de spectrographe à intégrale de champ et une thèse est actuellement en cours sur l'utilisation du molecular mapping sur le Medium Resolution Spectrometer de l'instrument MIRI (JWST).

Notre équipe

L'équipe Imagerie très haute dynamique du pôle HRAA se compose actuellement de 4 chercheurs et 2 chercheuses en poste au LESIA, 4 doctorants et 5 doctorantes, 4 post-doctorant et 1 post-doctorante, et 1 ingénieur CDD. Cette équipe du pôle est entièrement dédiée aux exoplanètes et à ce titre travaille en proche collaborations avec les chercheurs du pôle planétologie au sein de l'équipe transverse exoplanètes. La présence d'une ANR (FIRST, PI : Huby) et d'une ERC (COBREX, PI : Lagrange) dans l'équipe explique le grand nombre de chercheurs non permanents.

Noms	Statut	Expertises Principales
Pierre Baudoz	Chercheur permanent	Instrumentation (coronographie), Traitement d'image, MICADO
Anthony Boccaletti	Chercheur permanent	Instrumentation (coronographie, SPHERE+) et Observations (JWST, SPHERE, disques de poussière)
Raphaël Galicher	Chercheur permanent	Instrumentation (coronographie) et observation (exoplanètes), Traitement d'image, SPHERE / SPHERE+
Elsa Huby	Chercheuse permanente	Instrumentation et observation (coronographie et Masquage de pupille), FIRST, MICADO
Anne-Marie Lagrange	Chercheuse permanente	Observations (disques de débris et exoplanètes, Vitesses radiales et imagerie), SPHERE, COBREX
Johan Mazoyer	Chercheur permanent	Instrumentation (coronographie) et observations (disques de débris) , Traitement d'image, GPI / SPHERE+

Antoine Chomez	Chercheur Doctorant	Traitement image et observation (exoplanètes)
Yann Gutierrez	Chercheur Doctorant	Instrumentation (coronographie)
Harry-Dean Kenchington Goldsmith	Chercheur Post-Doctorant	Instrumentation (masquage de pupille)
Flavien Kiefer	Chercheur Post-Doctorant	Vitesses radiales et Astrométrie
Iva Laginja	Chercheuse Post-Doctorante	Instrumentation (coronographie)
Manon Lallement	Chercheuse Doctorante	Instrumentation (masquage de pupille)
Clément Perrot	Ingénieur	JWST
Vito Squicciarini	Chercheur Post-Doctorant	Observations et traitement du signal (exoplanètes)
Sophia Stasevic	Chercheuse Doctorante	Observation (disques de débris)

Exoplanètes et origine des systèmes planétaires

Benjamin Charnay — 2022-10-04T20:26:03Z

L'étude des exoplanètes est devenue une thématique majeure de l'astronomie. La grande diversité des systèmes exoplanétaires nous procure une nouvelle perspective sur notre système solaire et la possibilité de vie sur d'autres mondes. La caractérisation des systèmes exoplanétaires et des atmosphères exoplanétaires vise à contraindre les processus de formation et d'évolution qui conduisent à cette diversité et qui contrôlent l'habitabilité des planètes.

La décennie à venir sera une période clé dans cette aventure par la conjonction de nombreux instruments dédiés principalement ou en grande partie aux exoplanètes. La recherche sur les exoplanètes au LESIA est organisée au sein d'une équipe transverse, dont les membres sont issus des 4 pôles et travaillent sur des aspects d'instrumentation, d'observation et de modélisation des systèmes exoplanétaires.

: Vue d'artiste d'exoplanètes potentiellement habitables, avec la Terre (en haut à droite) et Mars (en haut au milieu). Crédits : PHL@UPR Arecibo, phl.upr.edu / NASA / ESA / Hubble.

Thématiques

1) Observation et instrumentation

Transit


Schéma illustratif d'un transit planétaire: ©ESA - European Space Agency (cliquez pour agrandir)

Si le plan de l'orbite de la planète autour de son étoile contient la ligne de visée de l'observateur, alors pour cet observateur, la planète passe devant le disque de l'étoile à chaque révolution. Il en résulte une occultation partielle de l'étoile de manière périodique. Ce phénomène d'occultation partielle, appelé transit, peut-être utilisé pour déduire indirectement la présence d'un compagnon planétaire et permet d'en mesurer le diamètre. Le satellite CoRoT et le nanosatellite PicSat furent des programmes emblématiques de cette recherche au LESIA. Le projet PLATO, initialement conçu au LESIA et sélectionné comme mission ESA-M3, permettra de découvrir et caractériser des systèmes planétaires comparable au système solaire. La spectroscopie de transit consiste à mesurer les variations apparentes de rayon d'une exoplanète avec la longueur d'onde pour en caractériser l'atmosphère. Cette méthode sera très utilisée avec JWST puis avec la mission ESA-M4 Ariel, dont le LESIA est chargé de la calibration. Nous appliquons également les techniques de spectroscopie de transit à haute résolution spectrale depuis le sol avec des instruments comme CFHT-SPIRou et VLT-CRIRES.

Contacts : M.-J. Goupil, B. Charnay

Imagerie haut contraste


Principe du coronographe: (cliquer pour agrandir)

Si la planète est difficile à observer directement, ce n'est pas seulement parce qu'elle est intrinsèquement peu brillante, c'est aussi parce que l'observateur est "aveuglé" par la lumière de l'étoile. La coronographie est une technique qui consiste à masquer la lumière de l'étoile pour faire "ressortir" l'image de la planète. Pour fonctionner depuis le sol, cette technique doit être associée à l'optique adaptative (qui est aussi un axe de recherche important au LESIA) qui compense la turbulence atmosphérique et améliore grandement les performances des coronographes. Le LESIA est impliqué dans plusieurs instruments coronographiques, avec la participation à JWST-MIRI , à l'instrument VLT-SPHERE, et sa future version améliorée SPHERE+ (PI : A. Boccaletti), avec pour but de détecter et de caractériser des exoplanètes géantes jeunes et des disques circumstellaires. Suite à un vigoureux programme de R&D (Recherche et Développement), de nouvelles techniques sont constamment développées au LESIA. Pour ces développements, le LESIA dispose d'un banc de test unique en Europe, le banc THD2. Enfin, le projet ERC Cobrex (PI : A.-M. Lagrange) vise à développer de nouvelles techniques d'analyse de données d'imagerie haut contraste.

Contacts : P. Baudoz, A. Boccaletti


Principe de l'interférométrie: A gauche : séparation des franges d'interférences entre l'étoile et l'exoplanète. A droite : observation avec GRAVITY de la naine brune QG Lup B.

Interférométrie

Les équipes du LESIA ont participé à la construction de l'instrument GRAVITY, qui est un interféromètre optique installé sur le Mont Paranal, au Chili. Cette interféromètre combine la lumière de 4 télescopes “UT” de 8 mètres de diamètre. Cela en fait en faire un “super-télescope” ayant la résolution angulaire d'un télescope de 120 mètres de diamètre. Notre équipe exploite cet instrument pour mesurer précisément la position des exoplanètes, suivre leurs orbites, analyser leur atmosphère, et mesurer les interactions des exoplanètes dans les systèmes multiples. Nous développons aussi au sein de notre groupe de nouveaux instruments interférométriques, se focalisant notamment sur l'observation de l'émission en H alpha des protoplanètes en phase d'accrétion (instrument FIRST).

Contacts : S. Lacour, E. Huby


Principe de la détection d'exoplanètes par astrométrie: Trajectoire apparente sur le ciel (courbe en vert) d'une étoile (A) possédant une planète (B). Les deux objets orbitent autour de leur centre de masse (G). Les mesures de mouvement propre par Hipparcos et Gaia montrent un changement de vitesse de déplacement de l'étoile. (cliquer pour agrandir)

Vitesse radiale et astrométrie ; approche multi techniques

La vitesse de déplacement d'une étoile, à la fois en projection sur le ciel (mouvement propre) et le long de la ligne de visée (vitesse radiale) est affectée par la présence de compagnons en orbite autour de cette étoile. Les étoiles possédant une ou plusieurs planètes ont une trajectoire dans l'espace présentant de légères oscillations, alors que les étoiles simples se déplacent en ligne droite. La combinaison des mesures astrométriques de mouvement propre des satellites Européens Gaia et Hipparcos et de mesures de vitesse radiale (obtenues par spectroscopie) permet de détecter la présence d'une planète autour d'une étoile, et dans certains cas d'estimer ses paramètres orbitaux et sa masse. Dans certains cas, on peut aller encore plus loin et combiner ces informations avec les données en imagerie (VLT-SPHERE par exemple), ou avec des mesures de position relative très précises de l'instrument GRAVITY pour améliorer la qualité des paramètres orbitaux obtenus et la détermination des masses des planètes.

Contacts : A.-M. Lagrange, P. Kervella

Emission radio


Emission radio décamétrique: Interactions soleil-magnétosphère et Jupiter-satellites
(cliquer pour agrandir)

Les planètes géantes du système solaire, en particulier Jupiter, possèdent de forts champs magnétiques et émettent un rayonnement radio intense à basses fréquences. Ce rayonnement, produit par des particules chargées accélérées dans les magnétosphères de ces planètes, est presque aussi intense que les émissions solaires aux mêmes longueurs d'ondes (décamétriques). Des planètes extrasolaires géantes pourraient donc trahir leur présence par ce rayonnement. Des études théoriques suggèrent que ce pourrait être le cas pour les Jupiters chauds (planètes géantes orbitant très près de leur étoile). Les systèmes planétaires les plus prometteurs sont observés par plusieurs équipes avec les plus grands radiotélescopes du monde fonctionnant à basses fréquences. Des signaux potentiellement d'origine exoplanétaire ont été détectés mais nécessitent une confirmation. Les perspectives bientôt offertes par NenuFAR (en France) et SKA (basses fréquences, en Australie) permettent d'être optimistes. La détection directe d'une émission radio donnera une mesure directe du champ magnétique et de la période de rotation planétaires, et ouvrira le champ prometteur d'une étude comparative des magnétosphères et des interactions "plasmas" étoile-planète.

Contacts : Philippe Zarka, Laurent Lamy

2) Modélisation

Disques circumstellaires


Production et évolution du CO dans un disque de débris: (cliquer pour agrandir)

Dans de nombreux systèmes planétaires, des disques circumstellaires de matériaux non utilisés dans la formation des planètes subsistent, tels les ceintures d'astéroïdes ou de Kuiper dans notre système solaire. L'étude de ces disques de débris est d'une importance capitale car leur évolution et leur structure sont intimement liées à celles des planètes du système, tout en étant souvent plus facilement observables que les planètes elles-mêmes. Le LESIA a depuis deux décennies développé une expertise de premier plan pour la modélisation numérique de ces disques. Cette expertise s'articule autour de 3 grands axes : 1) l'étude collisionnelle des disques de débris, avec un code statistique qui a permis de comprendre le lien en poussière observée et le réservoir total de matière solide ; 2) Le couplage entre évolution dynamique et collisionnelle, avec les codes DyCoSS et LIDT-DD, qui ont permis l'étude fine des interactions entre disques et planètes ou compagnons stellaires ; et 3) l'étude de la composante gazeuse de ces disques, avec à la fois des modèles explorant le taux de production de gaz et son observabilité avec par exemple ALMA, mais aussi des modèles suivant l'évolution thermodynamique, physico-chimique et hydrodynamique de ce gaz, sans oublier les études les plus récentes permettant de suivre l'accrétion de ce gaz par les planètes déjà formées et ses éventuelles conséquences sur les atmosphères de celles-ci.

Contacts : Q. Kral, P. Thébault

Atmosphères d'exoplanètes et habitabilité des planètes


Simulation 3D d'un Jupiter chaud: Simulation 3D avec le Generic PCM montrant la température et les vents côté jour sur WASP-43b (©L. Teinturier).

Les exoplanètes constituent un fantastique laboratoire pour étudier les processus atmosphériques dans des conditions très différentes des planètes du système solaire. L'analyse de la composition chimique atmosphérique fournit également des informations sur les mécanismes de formation et d'évolution planétaire, ainsi que sur l'habitabilité et potentiellement la présence de vie à la surface d'une exoplanète. L'équipe exoplanètes du LESIA est impliquée dans le développement de modèles 1D et 3D d'atmosphères d'exoplanètes. L'objectif est d'inclure dans ces modèles les processus physiques/chimiques clés qui contrôlent les atmosphères afin d'interpréter les observations par spectroscopie de transit ou par imagerie directe. Nous avons développé le modèle 1D Exo-REM, initialement pour interpréter les observations SPHERE d'exoplanètes géantes jeunes. Ce modèle a été étendu aux exoplanètes observées par transit et à l'étude de l'évolution thermique et de l'intérieur des exoplanètes. Nous participons également au développement du modèle 3D Generic Planetary Climate Model (Generic PCM), que nous appliquons à l'étude des atmosphères d'exoplanètes et de naines brunes, ainsi qu'aux climats et à l'habitabilité de la Terre primitive et des planètes telluriques.

Contacts : B. Charnay, B. Bézard

3) Base de données et diffusion scientifique

Exoplanet.eu

L'Encyclopédie des Planètes extrasolaires (exoplanet.eu), créée en 1995 (date de la découverte de la première exoplanète), contient une base de données des propriétés des exoplanètes et de leur(s) étoile(s) (à peu près 70 paramètres dont masse, rayon, paramètres orbitaux et atmosphériques), des informations sur les recherches en cours (bibliographie, colloques, campagnes d'observation…) et des outils interactifs (diagrammes, observabilité des planètes, stabilité des systèmes planétaires, simulateur d'atmosphères). Elle recense les objets jusqu'à 60 masses de Jupiter : Le portail recense aussi les molécules détectées dans les atmosphères, les disques associés ainsi que les planètes d'étoiles binaires. Les planètes peuvent être confirmées, ou candidates. Ce site s'adresse aux chercheurs ainsi qu'à un public à la recherche d'informations accessibles et fiables.

Contacts : F. Roques, Q. Kral

Sciences pour les Exoplanètes et les Systèmes Planétaires

"Sciences pour les Exoplanètes et les Systèmes Planétaires" est un livre numérique sur les sciences planétaires de niveau licence scientifique équivalant à 250 heures de cours. Le but est de mettre en libre accès des connaissances les plus récentes sur les exoplanètes ainsi que les démarches et les outils utilisés par les chercheurs pour construire ces connaissances. Ces ressources en libre accès, sous licence Creative Commons, sont destinées aux étudiants et aux enseignants de l'enseignement supérieur mais aussi à toute personne souhaitant comprendre la recherche en (exo)planétologie. Ces contenus sont la base de la formation à distance Lumières sur l'Univers-Sciences Planétaires.

Contact : F. Roques

Membres de l'équipe Exoplanètes (nom, pôle, thématique)
Pierre Baudoz	HRAA	Imagerie haut constrate
Bruno Bézard	Planétologie	Modélisation des atmosphères / Transit
Anthony Boccaletti	HRAA	Imagerie haut constrate
Benjamin Charnay	Planétologie	Modélisation des atmosphères / Transit / Imagerie haut constrate
Athéna Coustenis	Planétologie	Transit
Pierre Drossart	Planétologie	Transit
Thérèse Encrenaz	Planétologie	Transit
Thierry Fouchet	Planétologie	Transit
Raphaël Galicher	HRAA	Imagerie haut constrate
Marie-Jo Goupil	Etoile	Transit
Elsa Huby	HRAA	Interférométrie / Imagerie haut constrate
Pierre Kervella	HRAA	Vitesse radiale et astrométrie / Interférométrie
Flavien Kiefer (postdoc)	HRAA	Vitesse radiale et astrométrie / Transit / Imagerie haut constrate
Quentin Kral	Planétologie	Modélisation des disques / Base de données Exoplanet.eu
Sylvestre Lacour	HRAA	Interférométrie / Transit
Anne-Marie Lagrange	HRAA	Imagerie haut constrate / Vitesse radiale et astrométrie
Laurent Lamy	HPA	Emission radio
Vincent Lapeyrere	Technique	Interférométrie / Transit
Emmanuel Lellouch	Planétologie	Transit
Johan Mazoyer	HRAA	Imagerie haut constrate
Adrien Masson (thèse)	Planétologie	Transit
Eric Michel	Etoile	Transit
Mathias Nowak	HRAA	Interférométrie
Clément Perrot (ingénieur)	HRAA	Imagerie haut constrate
Axel Pottier	HRAA	Imagerie haut constrate
Alice Radcliffe (thèse)	HRAA	Imagerie haut constrate / modélisation atmosphérique
Daniel Reese	Etoile	Transit
Françoise Roques	Planétologie	Base de données Exoplanet.eu
Daniel Rouan	HRAA	Imagerie haut constrate / Transit
Réza Samadi	Etoile	Transit
Sophia Stasevic (thèse)	HRAA	Imagerie haut constrate
Lucas Teinturier (thèse)	Planétologie	Modélisation des atmosphères / Transit
Philippe Thébault	Planétologie	Modélisation des disques
Sandrine Vinatier	Planétologie	Transit
Christian Wilkinson (thèse)	HRAA	Modélisation des atmosphères
Philippe Zarka	HPA	Emission radio

MagMaS : Magnétisme et étoiles massives

2012-05-23T12:24:12Z

Au sein de l'équipe MagMaS (Magnétisme et étoiles massives ou "Magnetism and Massive Stars" en anglais), nous nous consacrons à deux thématiques de recherche. D'une part, nous étudions le champ magnétique de tout type d'étoiles : son origine, son interaction avec l'évolution, l'environnement et la structure interne des étoiles. D'autre part, nous nous intéressons à tous les processus physiques en jeu dans les étoiles massives et qui impactent leur formation, évolution, structure interne et environnement.

Le champ magnétique est un composant important de notre Univers et des objets dont il est peuplé. Il a été observé parmi des objets de natures différentes situés aussi bien près des limites de notre Univers qu'au beau milieu de notre galaxie, la Voie Lactée. Il a un impact important sur la formation, l'évolution et la structure de ces objets. En particulier, il joue un rôle essentiel dans la structure et la dynamique interne des étoiles, ainsi que sur l'évolution de la rotation et la perte de masse de ces objets. Il est donc crucial d'étudier les champs magnétiques des étoiles dans le but de contraindre les modèles de structure et d'évolution stellaire.

C'est un des objectifs que s'est fixé notre équipe en étudiant le magnétisme des étoiles grâce aux projets suivants :

MiMeS sur les champs magnétiques des étoiles massives ;
BinaMIcS sur les champs magnétiques des étoiles binaires ;
BritePol sur les champs magnétiques des étoiles très brillantes de tout type ;
LIFEsur l'évolution des étoiles chaudes magnétiques et des champs magnétiques dans ces étoiles ;
MOBSTER sur les champs magnétiques dans les étoiles pulsantes.

Les étoiles massives (de masses supérieures à 8 fois celle du Soleil) sont de puissants objets cosmiques qui ont une influence importante sur la structure et la composition des galaxies hôtes. En particulier, les réactions nucléaires qui se produisent dans leur cœur tout au long de leur vie, puis leur explosion en supernovæ à la fin de leur vie, ont deux conséquences principales :

elles sont à l'origine de l'enrichissement du milieu interstellaire en éléments chimiques plus lourds que l'hélium et ce phénomène donne naissance à des planètes telluriques ;
ces étoiles sont aussi très actives tout au long de leur vie, produisant des vents stellaires très puissants qui, avec leur explosion en supernova, sont à l'origine de la principale source d'énergie cinétique du milieu interstellaire.

Certaines de ces étoiles massives sont connues pour être pulsantes (par exemple les SPB – étoiles de type B à pulsation lente – β Cep et Be) et constituent donc de parfaits laboratoires pour étudier les intérieurs stellaires que l'on peut sonder grâce à leurs pulsations. Notre équipe s'est donc spécialisée dans l'étude des pulsations des étoiles massives, afin d'améliorer nos connaissances sur la structure et la dynamique interne des étoiles.

Enfin, à l'intersection de ces deux thèmes de recherches, notre équipe est en particulier spécialisée dans l'étude du champ magnétique des étoiles massives et la magnéto-astérosismologie.

Phénomènes éruptifs et accélération de particules

Etienne Pariat, Karl-Ludwig Klein — 2012-04-11T15:20:29Z

Le Soleil, étoile apparemment calme, révèle une intense activité quand on observe les rayonnements caractéristiques de la couronne, en particulier dans les domaines gamma, X, UV extrême et radio. C'est le résultat de la dynamique du champ magnétique. La conversion explosive d'énergie est un processus fondamental en astrophysique, que l'on peut étudier en détail au Soleil, grâce à sa proximité. Nous avons la possibilité unique de combiner des méthodes de télédétection avec différents diagnostics in situ. Les rayonnements, les structures magnétiques ou les particules de haute énergie éjectées par le Soleil affectent d'autre part l'environnement spatial de la Terre et la technologie embarquée, ce qui fait que la recherche fondamentale trouve des applications dans les efforts de prévision de l'activité solaire.

La couronne solaire : un milieu dynamique

En regardant la photo d'une éclipse solaire, nous apercevons la couronne. Contrairement à la photosphère sous-jacente, elle a une forme très irrégulière. C'est ainsi parce que la gravitation, qui forme la photosphère, n'est pas la force dominante dans la couronne : celle-ci est structurée par le champ magnétique qui est « ancré » dans l'intérieur du Soleil (voir l'article sur le champ magnétique solaire). Or cet intérieur est un gaz avec des écoulements à diverses échelles spatiales. En témoigne la granulation, qui révèle des mouvements de convection dans les couches externes du corps solaire. De ce fait la structure de la couronne n'est pas statique comme celle du champ magnétique d'un aimant. Le cliché d' une éclipse nous montre un instantané d'une couronne variable sur de nombreuses échelles spatiales et temporelles.

L'activité éruptive du Soleil

Les manifestations les plus spectaculaires de ces instabilités sont les éjections de masse et les éruptions, où de l'énergie stockée dans les courants électriques qui circulent dans la couronne est libérée de façon explosive.

Les éjections de masse

La forte dynamique de la couronne est particulièrement bien illustrée par les observations continues des coronographes embarquées sur des sondes spatiales, comme le coronographe LASCO à bord de la sonde Solar and Heliospheric Observatory SoHO (ESA & NASA). Depuis 2006 elle est observée avec une cadence plus élevée par les coronographes SECCHI sur les deux sondes de la mission Solar-Terrestrial relations Observatory STEREO (NASA, avec une contribution européenne importante).


Fig. 1 : Une éjection de masse observée par les satellite SoHO (ESA & NASA) et SDO (NASA): Séquence d'images montrant une éjection de masse (la structure en haut à gauche du disque d'occultation). C'est de la matière propulsée hors de la couronne, avec le champ magnétique qui la confine.

La figure ci-dessus montre une série de clichés lors d'une éjection de masse (anglais : coronal mass ejection, CME). Dans le premier cliché on voit la couronne avant l'événement, avec, en bas à droite, un "grand jet", typique des structures de longue durée visibles lors des éclipses. Dans les images suivantes, on voit l'éjection d'une structure en haut à gauche du disque d'occultation. La vitesse de la matière dépasse la vitesse de libération du Soleil. Cette matière, emmenée par le champ magnétique qui la confine, quitte donc le Soleil vers l'espace interplanétaire. Des protons sont accélérés à de hautes vitesses et injectés dans l'espace interplanétaire. Ils y interagissent avec le satellite, engendrant les éclairs blancs visibles dans l'image de droite.

Les éruptions

Les éruptions solaires (« flares » en anglais), découvertes il y a 150 ans, sont des embrillancements brusques du rayonnement dans différents domaines du spectre électromagnétique. Ils sont particulièrement prononcés dans les émissions de la couronne : ultra violet extrême (EUV), rayons X, ondes radioélectriques. Des émissions sporadiques apparaissent en rayons X de très courtes longueurs d'ondes, appelés « rayons X durs », et aux ondes électromagnétiques les plus courtes, les rayons gamma. D'ordinaire on ne voit pas le Soleil à ces longueurs d'onde-là. Il faut un événement particulier, pendant lequel des électrons et ions sont accélérés à de très grandes vitesses, avoisinant parfois la vitesse de la lumière.


Fig. 2 : Une éruption solaire en UV extrême: Observation d'une éruption solaire par le satellite SDO (NASA).

Un exemple : les trois clichés ci-dessus, pris par l'Atmospheric Imaging Assembly (AIA) du satellite SDO. Nous voyons (à gauche) une région active avec ses boucles magnétiques. Le début de l'éruption se manifeste par un embrillancement brusque (cliché du centre). Puis on voit l'affaiblissement de cet embrillancement et l'apparition de nouvelles boucles (cliché à droite), traduisant la formation de nouvelles structures magnétiques (voir plus loin).

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Animation 1 : Une éruption solaire en UV extrême: Détail de l'éruption montrée en Fig. 2. Observation par le satellite SDO (Solar Dynamics Observatory, NASA).

L'animation ci-dessus (satellite SDO, NASA) montre les détails de l'éruption : on voit d'abord l'embrillancement, puis l'éjection de matière - un filament - vers le bas et la droite, puis la formation de boucles brillantes qui s'étendent dans l'espace au cours du temps.

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Animation 2 : Eruption solaire dans la raie H alpha: Film du Héliographe de Meudon.

Un autre exemple (animation 2) : l'éruption d'un filament et la formation de deux filets brillants de part et d'autre de son ancienne localisation, vues dans la raie H alpha de l'hydrogène neutre. Le filament, trace sombre en haut à droite de l'image solaire, auparavant « quiescent », commence à s'agiter, monte dans la couronne, s'envole et devient invisible. Des deux côtés de l'ancien filament se forment deux filets brillants qui se séparent, puis disparaissent. Le filament disparaît parce que sa matière se dilue et est chauffée. L'hydrogène neutre responsable de l'absorption dans la raie H alpha devient de plus en plus rare. En même temps la chromosphère est chauffée de part et d'autre du filament et devient brillante, le long de deux filets étroits.

La matière éjectée du filament fait en général partie de l'éjection de masse que voient les coronographes. Dans la Figure1 ci-dessus, la deuxième éjection de masse montre clairement une structure en bulbe qui inclut une structure brillante plus compacte : c'est la matière du filament qui était auparavant visible dans la raie H alpha.

Les éruptions et éjections de masse sont étroitement liées. Le terme éruption désigne la conversion d'énergie en chaleur et en énergie cinétique de quelques particules chargées, alors que l'éjection de masse se rapporte à l'expulsion d'une grande structure magnétique. Les deux phénomènes ne se manifestent pas toujours ensemble durant un événement donné - c'est la configuration magnétique de la couronne qui détermine la façon dont se manifeste l'activité éruptive du Soleil.

La reconnexion magnétique - un processus fondamental des éruptions et éjections de masse


Fig. 3 : Vue schématique de l'éruption d'un filament et des rayonnements associés: Coupe 2D de la configuration d'un filament et son évolution entraînant la reconnexion magnétique.

Qu'était la situation initiale, avant l'éruption ? Nous illustrons schématiquement nos idées par la Figure ci-dessus. C'est une coupe 2D du filament, entouré de son propre champ magnétique (cercle vert) et du champ magnétique ancré dans le Soleil (lignes de force dessinées en rouge et marron, Fig. 3.a). Les mouvements aux « pieds » des champs magnétiques dans la photosphère font monter la structure magnétique et le filament, des lignes de force opposées se rapprochent au-dessous du filament (Fig. 3.b). Une région de très forts courants électriques se développe (Fig. 3.b, c, rectangle jaune). Dans cette situation les lignes de force peuvent se « reconnecter » - avec deux conséquences (Fig. 3.d) :

(1) La configuration magnétique confinant le filament monte et finira par se détacher de son ancrage dans la photosphère – le filament s'envole, une éjection de masse a lieu ; si la vitesse de montée est élevée, une onde de choc se formera en amont, comme l'onde de choc d'un avion supersonique.

(2) Au-dessous de l'ancien site du filament se forment de nouvelles boucles magnétiques. Lors de la reconnexion des lignes de force, l'énergie emmagasinée est libérée, utilisée pour chauffer le plasma et accélérer des particules à des vitesses élevées. Elles sont ensuite injectées vers le bas, le long des lignes de force formant la nouvelle boucle, et vers le haut, pouvant ainsi s'échapper vers l'espace interplanétaire. Les nouvelles boucles qui se forment au-dessous du filament contiennent du gaz chaud – elles apparaissent d'abord comme des structures brillantes en rayons X et en EUV, puis, quand le gaz s'est refroidi, en H alpha. Ce sont ces boucles-là que l'on voit se former dans l'animation 1. Le dépôt d'énergie aux pieds de ces boucles chauffe la chromosphère, qui émet par exemple dans la raie H alpha – ce qui crée les deux filets brillants que nous avons vus dans l'animation 2. C'est l'émission en lumière visible de ces régions-là qui a conduit à la première détection d'une éruption en 1859, par le scientifique anglais R. Carrington.

Qu'est-ce qu'une particule "de haute énergie" ?

Le gaz de la couronne solaire est constitué d'électrons, de protons, de noyaux d'atomes d'hélium et d'une petite fraction de noyaux plus lourds. Dans ce gaz, à une température de 1 à 2 millions de degrés, l'énergie moyenne des particules est d'environ 100 à 200 eV (électron-Volt). Les vitesses moyennes dépendent de la masse des particules : les électrons ont une vitesse moyenne d'environ 8000 km/s, les protons, qui sont plus massives, de seulement 200 km/s. Lors des éruptions fortes, en revanche, on observe des électrons, protons et ions dont la vitesse peut avoisiner celle de la lumière, 300 000 km/s. Il faut donc comprendre comment le Soleil accélère des protons de 200 km/s à presque 300 000 km/s – les protons les plus énergétiques sont 1500 fois plus rapides que la moyenne des protons dans la couronne.

Pour se convaincre qu'une telle accélération est considérable, on peut la comparer avec un exemple terrestre : des piétons marchent à différentes vitesses, la vitesse moyenne étant de 4 km/h. Les plus rapides font bien mieux, mais aucun ne court plus vite que 100 m en environ 10 s, c'est-à-dire 36 km/h : le « piéton » le plus rapide ne court que neuf fois plus vite que la moyenne. Un facteur 9 par rapport à 1500, quand on regarde les particules chargées du Soleil. Comprendre une telle accélération des particules est un défi majeur, qui motive bon nombre de recherches menées au sein du pôle de physique solaire du LESIA.

Les questions fondamentales

Nous connaissons les manifestations de l'activité dans la couronne, mais les interrogations portent sur les mécanismes en jeu. Nous savons que la connexion magnétique entre la photosphère et les couches sous-jacentes, dominées par les mouvements du gaz, et la couronne conduit au transport d'énergie qui est emmagasinée dans la couronne. Mais nous ne comprenons pas bien les mécanismes de libération d'énergie lors des éruptions : comment le Soleil répartit-il l'énergie libérée en (1) énergie cinétique des grandes structures éjectées (éjections de masse), (2) chauffage du plasma coronal à des températures qui peuvent dépasser les 10 millions de degrés, (3) accélération d'électrons, protons et ions lourds à des vitesses élevées, avoisinant parfois la vitesse de la lumière ? Apparemment cette répartition se fait de façon différente, selon l'événement considéré. D'autres questions se posent sur l'effet de la dynamique de la couronne sur les plasmas du système solaire.

Les recherches au LESIA : présent et avenir

Le LESIA joue un rôle important dans les recherches sur la dynamique de l'atmosphère solaire : nous avons une longue tradition dans l'observation du Soleil en lumière visible et ondes radioélectriques.

La modélisation de la dynamique de l'activité solaire

La modélisation de l'évolution des structures magnétiques dans la couronne et de leurs instabilités a été développée vigoureusement au LESIA dans les dernières années. Comprendre les éruptions et éjections de masse requiert l'étude de processus physiques qui ont en grande partie lieu dans de petites régions, que nos instruments ne résolvent pas. L'énergie magnétique, source de l'activité solaire, bien que stockée dans des structures telles les régions actives solaires - d'une taille de l'ordre de dix à cent mille kilomètres - est "libérée" par la reconnexion magnétique au sein de nappes de courants électriques dont la taille typique est inférieure à la centaine de mètres. Comprendre les phénomènes actifs implique donc de prendre en compte des mécanismes ayant lieu à des échelles extrêmement variées qui peuvent faire intervenir des paradigmes physiques distincts.

L'approximation physique dans laquelle se situe la plupart de nos travaux est celle de la magnétohydrodynamique (MHD) : le plasma solaire est décrit comme un fluide conducteur magnétisé. Nous voulons ainsi :

comprendre les mécanismes physiques clefs à l'œuvre lors des phénomènes actifs
faciliter l'interprétation des observables de ces évènements
établir les conditions de déclenchement brutal des éruptions et éjections de masse ;
quantifier les contraintes qui forment des nappes étroites de courants électriques, contraintes dues par exemple à la dynamique photosphérique ou au développement d'éjections de masse dans la couronne ;
comprendre la nature des couplages entre l'évolution des grandes structures et les phénomènes microscopiques pour la reconnexion magnétique au niveau de ces nappes de courant.
prédire les observations attendues lorsque des instruments de nouvelle génération seront mis en œuvres
générer des jeux de données qui puissent être utilisés pour tester la précision et aider au développement d'instruments de nouvelle génération.

Afin de répondre aux points précédents, le pôle de physique solaire développe, utilise et combine des modèles analytiques (reposant essentiellement sur des outils mathématiques) et numériques (utilisant l'informatique pour résoudre les équations physiques complexes). Nous disposons ainsi de plusieurs codes numériques que nous avons développés localement ou sur lesquels nous travaillons avec d'autres groupes internationaux. Nous utilisons ces codes sur des systèmes de calcul de l'Observatoire de Paris, mais aussi sur les systèmes de calcul de très haute performance Français tel ceux de l'IDRIS et du CINES. Ces codes utilisent des méthodes de calcul de pointe : parallélisme, maillage adaptatif, ...

Nos spécificités sont d'avoir, depuis de nombreuses années, développé la modélisation tridimensionnelle des phénomènes solaires. Nous nous attachons aussi fortement à développer des modèles en lien avec les observations. Nous avons récemment mis au point un des rares modèles numérique "data-driven" de l'activité solaire, incorporant directement dans nos simulations numériques des données d'observations comme conditions initiales et conditions aux limites. Ces méthodes permettent d'étudier au plus prêt les phénomènes solaires, dans toute leur complexité.

Les outils observationnels

Nous avons le privilège de pouvoir observer le Soleil dans une multitude de domaines spectraux. La lumière visible, diagnostic le plus ancien, continue à dévoiler les secrets des éruptions. Ainsi des observations avec le télescope THEMIS ont mis en évidence la polarisation du rayonnement de la chromosphère, sous l'effet du bombardement par des électrons et protons de haute énergie accélérés lors des éruptions. Les diagnostics se sont enrichis : les rayonnements radio, X et gamma donnent des informations directes sur les électrons et protons accélérés, leur propagation dans la couronne et éventuellement vers l'espace interplanétaire.

Le LESIA joue un rôle actif dans l'exploration des éruptions en rayons X durs et gamma, en association avec la sonde RHESSI de la NASA et des observations micro-ondes avec le Solar Submillimeter Wave Telescope (SST) brésilien en Argentine. La combinaison du Radiohéliographe de Nançay avec les coronographes à bord de SoHO et STEREO apporte des vues inédites sur les éjections de masse et les ondes de choc.

En coopération avec la station de radioastronomie de Nançay, nous sommes responsables d'instruments uniques au monde pour l'observation radio du Soleil : le Radiohéliographe de Nançay est le seul instrument au monde dédié à l'imagerie du Soleil en ondes radio décimétriques et métriques (5 à 10 fréquences sélectionnées dans la gamme 150-450 MHz), qui nous montrent la couronne entre un dixième et la moitié du rayon solaire au-dessus de la photosphère. Le Spectrographe décamétrique fournit les spectres les plus sensibles en ondes décamétriques (fréquences 20-70 MHz), dans la haute couronne : des régions clefs pour la propagation de particules vers l'espace interplanétaire et la génération des ondes de choc. Ces deux instruments sont maintenant complétés par le Spectrographe ORFEES dans la gamme 130-1000 MHz. Avec ces instruments, la station de Nançay dispose d'un jeu complet de diagnostics qui n'a pas d'égal au monde. C'est un atout considérable pour le retour scientifique des missions spatiales. Des observations solaires avec LOFAR pourraient étendre l'imagerie vers les ondes métriques longues, à des altitudes plus élevées que celles observées par le Radiohéliographe.

Le LESIA a la responsabilité scientifique des observations des moniteurs à neutrons des Iles Kerguelen et de Terre Adélie, opérés par l'Institut Polaire Paul-Emile Victor (IPEV). Ce sont des détecteurs de protons et ions relativistes au sol qui nous renseignent entre autres sur les particules de plus haute énergie que le Soleil puisse accélérer. Nous jouons d'autre part un rôle actif dans la maintenance et le développement de la base de moniteurs à neutrons NMDB à l'Université de Kiel, développée dans le cadre d'un projet Européen FP7 et qui s'est récemment enrichie d'instruments américains et africains.

Le LESIA compte continuer à jouer un rôle important dans cette recherche par l'exploitation des instruments actuels et par le développement de nouveaux outils :

la participation au spectro-imageur en rayons X STIX de la mission Solar Orbiter de l'ESA et à l'exploitation du spectrographe radio RPW de la sonde, notamment en synergie avec les instruments radio au sol de la station de Nançay,

un rôle actif dans la coordination des observations du Soleil et des bases de données : nous avons participé dans plusieurs projets Européens (8 projets européens FP6 & FP7 : SOLAIRE, EGGSO, SOTERIA, eHEROES, NMDB, SEPServer, HESPE, HELIO) et continuons à le faire dans des projets en cours dans le programme H2020 :
- Le projet FLARECAST vise la construction d'un système automatique de prévisions des éruptions solaires à l'heure du "big data" : méthodes d'exploration de données et d'informatique décisionnelle .
- Le projet HESPERIA vise l'élaboration d'outils de prévision en temps réel des particules énergétiques.

Chercheurs impliqués dans cette thématique au LESIA

Guillaume Aulanier
Pascal Démoulin
Karl-Ludwig Klein
Sophie Masson
Kostas Moraitis (Post-Doc)
Etienne Pariat
Brigitte Schmieder (Emérite)
Nicole Vilmer

Formation et structuration des champs magnétiques solaires

Etienne Pariat, Véronique Bommier — 2012-02-13T09:23:25Z

À la surface du Soleil, le champ magnétique joue un rôle très important parce que la matière y est à l'état de gaz ionisé (plasma), et qu'il y a d'étroites relations physiques entre champ magnétique et particules chargées en mouvement. Le champ magnétique peut contraindre et éjecter la matière chargée. L'éjection de matière solaire sous l'effet du champ magnétique est à l'origine des événements du "Space Weather" — au sens de : "temps qu'il fait dans l'espace" — sujet de l'équipe thématique transverse "Perturbations héliosphériques et météorologie de l'espace". On peut classer l'activité ou l'éjection de matière solaire selon deux types :

les phénomènes ponctuels, comme les éruptions, sujet de l'équipe thématique "Phénomènes éruptifs et accélération de particules". Le champ magnétique présent dans l'intérieur et l'atmosphère solaire constituent néanmoins le moteur de ces éruptions. L'étude des propriétés et de la structuration du champ magnétique solaire constituent une étape essentielle pour comprendre l'origine et le fonctionnement de l'activité solaire.
les phénomènes à variation lente ou "de fond" comme le cycle d'activité solaire de 11 ans et le renversement de champ magnétique qui lui est lié.

Ces deux thématiques sont le sujet de travail de notre équipe, que l'on déclinera brièvement ci-dessous de la surface à la couronne solaire, de l'observation à la modélisation en passant par l'instrumentation, sans oublier l'enseignement.

La surface : mesure à distance du champ magnétique et du champ de vitesses

Mesure à distance du champ magnétique

Nous mesurons le champ magnétique dans la zone visible la plus basse de l'atmosphère solaire, la photosphère. Nous mesurons ce champ à distance par interprétation de l'effet Zeeman et par spectropolarimétrie. Le télescope solaire français THEMIS implanté sur le site de l'Observatoire du Teide sur l'île de Tenerife, a été fondamental pour la mise au point de notre chaîne de traitement : inversion des données spectropolarimétriques puis levée de l'ambiguïté des solutions. Inverser, c'est remonter (par la théorie) de la polarisation observée au champ magnétique qui l'a créée, et les solutions peuvent être multiples. Les cartes réalisées à partir de données THEMIS sont visibles sur le site BASS2000 de Tarbes et sur la page personnelle de Véronique Bommier. Cette technique est maintenant appliquée aux données du télescope SOT/SP embarqué sur le satellite HINODE (carte ci-dessous d'une tache solaire). Nous inversons également des données du magnétographe HMI embarqué sur le satellite SDO (film ci-dessous de la densité de courant électrique vertical, avant et après une éruption).

Pour préparer ces cartes pour de la prévision, il faut leur ajouter le "facteur temps", l'évolution temporelle. Nous allons pouvoir faire cela à partir des données de HINODE/SOT/SP qui sont prises depuis fin 2006, souvent régulièrement heure par heure. Lorsqu'on dispose d'une séquence de cartes du champ magnétique, on peut mesurer le flux de l'hélicité magnétique à travers la surface solaire. L'hélicité magnétique est une mesure globale de la torsion, du cisaillement et de l'entortillement du champ magnétique. Son étude peut apporter une information importante sur la potentialité d'éruption de la région où l'hélicité apparaît. Notre groupe travaille sur la théorie de la mesure de cette quantité et sur le développement pratique de méthodes d'estimation de l'hélicité magnétique dans l'atmosphère solaire.


Carte de champ magnétique d'un groupe de taches solaires: Données spectropolarimétriques du télescope SOT/SP embarqué sur le satellite HINODE. Région active NOAA 10956 observée le 17/05/2007. Inversion UNNOFIT et résolution d'ambiguïté DIVB2, faites au LESIA.
(cliquer sur l'image pour l'agrandir)

Données spectropolarimétrique de l'instrument HMI embarqué sur le (...)" />
film de la densité de courant électrique vertical autour d'une éruption: Données spectropolarimétrique de l'instrument HMI embarqué sur le satellite SDO. Région active NOAA 11158 observée le 15/02/2011 de 0h à 4h TU. La densité de courant (ici composante verticale) est déduite du rotationnel du vecteur champ magnétique (calculé au LESIA par inversion UNNOFIT). Une éruption importante (classe X2) se produit au milieu du film : noter l'augmentation de la surface de courants descendants (en bleu) au centre de l'image, à partir de ce moment, conformément au comportement de la simulation d'éruption réalisée au LESIA et présentée plus bas dans cette page web.

Nous faisons également (théorie et observations) des mesures de champ magnétique faible par interprétation de l'effet Hanle, qui est visible dans le "second spectre solaire", ou spectre de la polarisation linéaire formée par diffusion et observée au bord du disque solaire, quelques secondes d'arc à l'intérieur du bord. Ce travail sera repris avec le futur télescope solaire européen de 4m EST, ainsi que l'investigation du champ magnétique à haute résolution spatiale.

Mesure à distance du champ de vitesses

Nous effectuons avec les satellites SDO et HINODE des observations de la photosphère solaire à haute résolution spatiale dans le but de reconstituer les champs de vitesse horizontaux par mesure des déplacements granulaires, et même le vecteur vitesse en y ajoutant la mesure du champ de vitesse vertical par effet Doppler. De nombreuses études sont actuellement en cours à partir de ces jeux de données : analyse de la rotation différentielle du Soleil, étude des événements acoustiques et de la propagation des ondes au travers de l'atmosphère, spectres en énergie de la granulation, fragmentation arborescente de la granulation (collaboration avec l'IRAP)


Carte du champ de vitesses horizontales sur des granules: Cette carte est tirée de 45mn d'observations effectuées en août 2007 avec le filtre imageur à large bande BFI du télescope SOT du satellite HINODE, dans une région sans activité. Nous avons appliqué notre logiciel CST ("coherent structure tracking") à cette série temporelle d'images. Les vitesses divergent à partir du centre de chaque granule et les contours indiquent cette divergence. Nous terminons par des études statistiques sur cette distribution de vitesses. Fig.2 de Rieutord, Roudier, Rincon, Malherbe, et al. (2010)
(cliquer sur l'image pour l'agrandir)

En vert : les granules (leur diamètre est de l'ordre de 1000km). En (...)" />
Vitesses verticales : film des flux d'ondes acoustiques: En vert : les granules (leur diamètre est de l'ordre de 1000km). En bleu et rouge : le flux d'énergie des ondes acoustiques qui sont concentrées dans les espaces intergranulaires, montantes (en bleu), ou descendantes (en rouge). Ce diagnostic a été effectué au LESIA en mettant en évidence par transformée de Hilbert, le déphasage des vitesses Doppler mesurées à différentes profondeurs.

Au-dessus de la surface : reconstruction théorique du champ, et simulation

Ces mesures de surface servent ensuite de conditions aux limites pour la reconstruction 3D du champ magnétique au-dessus de la surface (exemple ci-dessous, dont l'observation est la superposition d'images en rayons X du télescope XRT du satellite HINODE, et de champs magnétiques observés par le magnétographe HMI du satellite SDO). Les observations de champ magnétique vectoriel permettent aussi de connaître les courants électriques. Les endroits où le champ magnétique se courbe peuvent être des endroits de forts courants. Cela peut être aussi des creux de ligne de champ où la matière peut s'accumuler. Dans la modélisation cela correspond aux "séparatrices" ou "quasi-séparatrices" qui sont des frontières entre des zones de connectivité différente des lignes de champ. La reconstruction permet de les mettre en évidence, ainsi que l'émergence de flux magnétique depuis les profondeurs sous la forme de tube de flux torsadés, localisés justement sur les lignes neutres du champ magnétique. On peut ensuite simuler l'évolution des structures, par exemple sous l'effet de petites perturbations appliquées aux pieds des lignes de force. C'est là où les lignes de champ changent de direction (de "connectivité") que la probabilité d'une "reconnection" (réarrangement) du champ magnétique est la plus grande, qui peut directement produire une éjection de matière. Les reconstructions 3D nous permettent aussi de déterminer des quantités globales importantes pour caractériser les structures solaires :

l'énergie disponible pour une éventuelle éjection de matière
la quantité d'hélicité magnétique.

Une thèse est actuellement en cours au laboratoire sur le calcul et le tracé de l'hélicité.

Cette activité de recherche nous a en outre conduits à offrir à la communauté scientifique un service de calcul des champs magnétiques coronaux.

Cette simulation de
simulation d'une éruption solaire: Cette simulation de Aulanier, Janvier & Schmieder (2012) utilise le code OHM créé au LESIA. Les courants électriques verticaux sont représentés en niveaux de gris sur l'image de gauche. Ils forment deux filets qui s'écartent au cours de l'éruption. Un comportement similaire de courants se formant de plus en plus loin du centre, est visible sur le film de densité de courant mesurés avec HMI autour de l'éruption X2 du 15 février 2011 (plus haut dans la page web).

Des objets dans la couronne : les protubérances/filaments

Ces objets sont des concentrations de matière plus froide dans la couronne plus chaude. La matière se concentre dans des creux de ligne de champ coronal, au-dessus d'une ligne neutre du champ superficiel (photosphérique). Au-dessus et autour se trouve donc une cavité coronale, vidée. Vus sur le côté du disque solaire, ces objets sont appelés protubérances (image ci-dessous, du télescope SOT du satellite HINODE, dans la raie Halpha de l'hydrogène). Vus en absorption sur le disque solaire, on les appelle filaments à cause de leur forme allongée, mais c'est le même objet. Les protubérances/filaments ont fait l'objet de nombreuses études : mesure de champ magnétique par effet Hanle, cartographie synoptique systématique à Meudon, modélisations. Leur apparition, les mécanismes de leur disparition, leur structure même (filamentaire ou non, en gouttes ou non) sont encore l'objet de controverses. 20% des éjections de masse coronale résultent de l'envol de protubérances/filaments quiescents (hors de régions actives).


Protubérance solaire: Les protubérances observées à haute résolution temporelle par les satellites HINODE (ci-dessus : protubérance observée le 25/04/2007), SDO/AIA et le DPSM de Bialkow (Pologne) ont mis en évidence l'existence de bulles montantes sous leurs ancrages dans la photosphère. Interprétées comme des instabilités thermiques par la communauté internationale, elles peuvent s'interpréter plus simplement comme des bulles de champ magnétique dues à l'émergence d'un nouveau bipole comme simulée à gauche (Dudik, Aulanier, Schmieder, et al., 2012)._ (cliquer sur l'image pour l'agrandir)

L'observation "soleil entier" des filaments et des régions actives est effectuée chaque jour depuis 100 ans au spectrohéliographe de l'Observatoire de Meudon (20mn de beau temps suffisent), et les données immédiatement mises en ligne sur le site BASS2000 de Meudon. L'observation des protubérances sur le ciel en interposant une "densité" sur le disque solaire pour l'assombrir, a également lieu si possible. L'analyse de longues collections de données comme celle-ci a récemment permis de modéliser l'énergie maximum qui pourrait être émise par une éruption solaire (Aulanier et al., 2013) : voir le communiqué de presse "Éruptions solaires : pas d'apocalypse en vue"

Structure de la couronne solaire

La couronne solaire peut être observée devant le disque solaire uniquement en UV ou en ondes radio. Le radiohéliographe de Nançay est le seul instrument au monde permettant cette imagerie dans le domaine de fréquences 150-450 MHz correspondant à la basse et à la moyenne couronne. En utilisant la technique interférométrique de synthèse d'ouverture (Mercier & Chambe, 2009), nous avons pu reconstituer des images de la couronne solaire à différentes altitudes, et mettre en évidence une structuration de la couronne :

plus bas (à 445 MHz), nous voyons les couloirs sombres au-dessus des filaments (les cavités), ainsi que les trous coronaux par où s'échappe le "vent solaire rapide" (800 km/s — le "vent solaire lent" s'échappe ailleurs à 400 km/s) ;
plus haut (à 173 Mhz), nous voyons de grandes zones plus brillantes dont les frontières coïncident avec les lignes neutres du champ magnétique photosphérique.

Ci-dessous l'exemple du 20 juin 2007.


Structure de la couronne solaire en ondes radio: Images de la couronne solaire à 445 MHz (à gauche), plus bas dans l'atmosphère solaire, et à 173 MHz, plus haut dans l'atmosphère solaire, obtenues le 20/06/2007 avec le radiohéliographe de Nançay. Remarquer et comparer les filaments et les trous coronaux en sombre, et la forme des régions plus brillantes.
(cliquer sur l'image pour l'agrandir)

Instrumentation pour la physique solaire

Nous nous intéressons à la qualité des images reçues par les instruments au sol, qui sont des images étendues en physique solaire et qui sont brouillées par les turbulences de l'atmosphère terrestre. Nous sommes spécialistes de la théorie de la propagation de front d'onde à travers une atmosphère turbulente. Récemment, en appliquant la technique de l'intégration d'un nombre arbitraire de fonctions hypergéométriques par la transformée de Mellin, nous avons obtenu une expression générale de fonctions de corrélation spatiale de quantités reliées aux fluctuations de phase de l'onde se propageant (Molodij, 2011). Nous envisageons une généralisation au cas de l'optique adaptative multi-conjuguée, nécessaire pour les images étendues comme les images solaires.

La Tour Solaire sert de banc d'essai pour la mise au point de systèmes à double passage soustractif dans le spectrographe, ce qui permet la spectro-imagerie (obtention d'une image 2D avec des informations spectrales instantanées). Actuellement nous construisons un prototype à base de miroirs "slicer" que nous proposons pour le futur télescope solaire européen EST, ainsi qu'à d'autres instruments en projet (avec la Pologne notamment).

Enseignement à la Tour Solaire

Le grand spectrographe de la Tour Solaire est utilisé dans le cadre du module "optique solaire et spectro-imagerie" dans le cadre d'une option de M1 du Master de l'Observatoire de Paris. Les étudiants s'initient à la spectroscopie, à la polarimétrie et à la mesure des champs magnétiques à l'aide d'un outil professionnel unique.

En M2 Recherche, le spectrographe est également employé au cours d'un trimestre par un binôme d'étudiants pour mener à bien une étude avec un degré d'initiative plus avancé.

Tous les ans, des étudiants des CPGE (classes préparatoires aux grandes écoles) sollicitent une observation à la Tour dans le cadre de leur TIPE.


Vue depuis la Tour Solaire de Meudon: Au premier plan : les instruments d'observation systématique (1 observation par jour si le temps le permet, depuis 100 ans). Au second plan, la coupole abritant la "table équatoriale" qui est un support de divers instruments. En arrière-plan : vue sur Paris : la Tour Eiffel et le Sacré-Cœur.
Crédits photo : LESIA/SIGAL
(cliquer sur l'image pour l'agrandir)

Chercheurs participant à cette thématique :

Jean Aboudarham
Guillaume Aulanier
Véronique Bommier
Luis Linan (Doctorant)
Jean-Marie Malherbe
Guillaume Molodij
Kostas Moraitis (Post-Doctorant)
Étienne Pariat
Brigitte Schmieder

Interférométrie optique

Sylvestre Lacour — 2012-01-23T22:14:31Z

L'interférométrie optique est une technique d'observation astrophysique qui combine la lumière de plusieurs télescopes pour obtenir une image d'une finesse équivalente à celle d'un télescope beaucoup plus grand.

Le LESIA est un laboratoire pionnier dans le domaine de l'interférométrie longue base. Il fut le premier, dans les années 90, à obtenir des résultats sur le ciel avec un recombinateur utilisant des fibres optiques (FLUOR). Il a été fortement impliqué dans l'exploitation d'un des premiers interféromètres utilisant un mode de recombinaison en optique intégrée (IOTA). Il fut également le premier à relier des télescopes par fibres optiques sur des bases hectométriques (projet 'OHANA).

L'équipe du LESIA a aussi joué un rôle important pour la première génération d'instruments pour le VLTI avec les premières franges obtenues avec VINCI qui a été développé au LESIA et dont le principe reposait sur celui de FLUOR ; et le premier instrument pour l'infrarouge thermique, MIDI, auquel le LESIA a participé.

Nous participons maintenant avec GRAVITY au développement de la deuxième génération d'instruments du VLTI et poursuivons des recherches instrumentales avec les projets 'OHANA et FIRST. Ces développements instrumentaux s'ancrent dans une longue tradition d'observation et de découvertes en astrophysique.

Présentation de l'interférométrie optique au LESIA

L'équipe d'interférométrie optique est spécialisée dans la conception et l'exploitation d'instruments interférométriques. Ces instruments visent à recombiner la lumière de plusieurs télescopes, de façon à synthétiser un télescope de taille supérieure à chacun de ces télescopes pris individuellement. L'objectif est d'avoir une résolution angulaire – la finesse de l'image obtenue – similaire à ce qu'aurait un télescope dont le diamètre serait égal à la distance entre les télescopes de l'interféromètre.

Un exemple d'une telle observation est par exemple le suivi de la pulsation de Chi Cygni, une étoile géante en fin de vie. La taille angulaire apparente de cette étoile est équivalente à celle d'une balle de ping-pong sur la station spatiale ! Et pourtant, grâce à l'interférométrie optique, on peut observer sa surface. On s'est aperçu que l'étoile grossissait et se contractait périodiquement, et que sa taille dépassait l'équivalent de l'orbite terrestre une fois par an. Si une telle Terre orbitait cette étoile, elle serait périodiquement engloutie par elle !


Oscillation de l'étoile Chi Cygni: Oscillation de l'étoile Chi Cygni, vue par l'interféromètre IOTA, qui était situé à l'observatoire du Mont Wilson en Californie

L'image ci-dessus illustre un article paru en décembre 2009 dans The Astrophysical Journal, volume 707.

Parmi les instruments que nous avons développés, le plus ambitieux est sans aucun doute GRAVITY. Il s'agit d'un instrument ESO (European Southern Observatory) qui est maintenant utilisé en routine par la communauté astronomique. La propriété de GRAVITY est qu'il permet d'observer des objets très peu brillants, comme les étoiles orbitant le trou noir au centre de notre galaxie (voir la page : Activité au cœur des galaxies), ou alors des exoplanètes proches de leur étoile (voir la page : Exoplanètes et origine des systèmes planétaires). L'instrument a même été crédité en 2020, pour l'attribution du prix Nobel, au Dr. Reinhard Genzel . Le projet GRAVITY+ en est la continuité.

Les 4 télescopes du VLT, utilisés par l'instrument GRAVITY

Les 4 télescopes du VLT, utilisés par l'instrument GRAVITY. C'est en utilisant ces 4 télescopes, simultanément, que GRAVITY a pu observer les étoiles orbitant autour de Sgr A*

Crédit photo ESO

Notre équipe travaille aussi à des projets plus en amont. Par exemple, elle est impliquée dans la conception et la réalisation de l'instrument FIRST sur le télescope SUBARU.

Parmi les projets passés de notre équipe, on peut compter de nombreux développements instrumentaux :

VINCI (VLTI)
FLUOR(CHARA)
IONIC (IOTA)
OHANA (KECK)
PICSAT (CubeSat)

SEISM : Sismologie pour l'Étude des Intérieurs Stellaires et leur Modélisation

Kevin Belkacem — 2011-12-05T10:48:46Z

Les étoiles sont les briques élémentaires de l'Univers. Comprendre leur structure et leur évolution est donc essentiel et joue un rôle dans un grand nombre de domaines de l'astrophysique. L'unique façon de sonder l'intérieur des étoiles consiste à analyser les ondes sismiques qui les agitent en vue de recueillir des informations sur leur structure interne et les processus dynamiques complexes qui s'y déroulent.

La sismologie stellaire est une thématique qui connaît depuis plusieurs années un essor très important grâce aux observations des satellites CoRoT , Kepler et TESS. L'équipe SEISM du LESIA est pionnière dans le domaine et possède une expertise qui va de l'acquisition et l'analyse de données aux études théoriques et numériques.

Les étoiles

Un constituant majeur de notre univers proche

On estime à 200 milliards le nombre d'étoiles dans la Voie lactée, notre galaxie (Fig.1), qui constitue notre univers proche. Les étoiles sont des acteurs essentiels de notre environnement, puisque ce sont elles qui fabriquent les atomes autres que l'hydrogène et l'hélium qui constituent tous les objets qui nous entourent et dont nous sommes nous-mêmes constitués.


Fig.1-La Voie Lactée notre galaxie: Vue d'artiste de notre galaxie établie à partir des grands relevés infra-rouges (Spitzer Space Telescope). Crédit : R. Hurt, NASA.

De formidables laboratoires de physique

En première approximation, les étoiles peuvent être décrites comme en équilibre hydrostatique, c'est à dire que, partout dans l'étoile, le gradient de pression compense la gravité. Leur évolution résulte principalement de processus qui ont eu lieu dans les couches profondes. L'énergie fournie par la fusion nucléaire peut être transportée des régions centrales vers la surface par trois grandes classes de mécanismes ; les transports conductif, radiatif et convectif.

Par exemple, dans les étoiles de faible masse, l'essentiel de l'énergie est transporté par le flux radiatif dans le centre de l'étoile. Néanmoins, la température diminue vers les couches les plus externes et le plasma devient de plus en plus opaque au rayonnement, ce qui rend le transport par les photons inefficace. Dès lors, la convection prend le relais et, par la mise en mouvement de matière, permet de transporter l'énergie vers la surface de l'étoile. Le cas des étoiles massives est différent avec l'existence d'un cœur convectif lié aux réactions nucléaires dans ces étoiles. L'intense production d'énergie est très localisée au centre des étoiles, ce qui créé un important gradient de température. En d'autres termes, la production d'énergie est très importante et le flux radiatif n'est plus en mesure, à lui seul, d'assurer le transport d'énergie.

Ainsi, les étoiles sont des systèmes dont la description fait appel à une grande diversité de processus, qui relèvent de branches variées de la physique :

physique nucléaire ;
transfert radiatif pour rendre compte de l'interaction lumière/matière ;
thermodynamique ;
magnétohydrodynamique…

Ces processus se produisent sur des échelles (spatiales et temporelles) très diverses, qui vont du microscopique au macroscopique. Les conditions extrêmes que l'on rencontre dans ces objets en font des laboratoires sans équivalent sur Terre. L'étude des processus physiques qui s'y déroulent fournit alors une occasion unique d'y accéder.

Sonder l'intérieur des étoiles grâce à la sismologie

Principe de la sismologie

La sismologie stellaire consiste à analyser les ondes sismiques qui animent les étoiles en vue de recueillir des informations sur leur structure interne. C'est un peu comme analyser le son d'un violon et, à partir de là, comprendre comment le corps du violon résonne et comment l'archet le stimule. De la même manière, c'est grâce aux ondes sismiques générées lors des tremblements de terre que la structure interne de notre planète nous a été révélée.


Fig.2-Pulsation stellaire: Illustration des perturbations (par exemple de température) engendrées par l'oscillation à l'intérieur d'une étoile. A la surface, ces perturbations engendrent une variation du flux lumineux émis par l'étoile. Crédit : E. Michel

On utilise actuellement deux techniques pour mesurer les oscillations stellaires : la photométrie, qui consiste à mesurer les variations de lumière induites par les oscillations ; et la mesure de vitesse radiale, qui consiste à mesurer, dans une ou plusieurs raies du spectre stellaire, les décalages Doppler associés aux mouvements des couches superficielles de l'étoile.

Ces deux techniques présentent des avantages et des limitations qui les rendent complémentaires. Dans un cas comme dans l'autre, il s'agit de mesurer, avec une grande précision, des variations très faibles (quelques parties par millions), sur des périodes qui peuvent être courtes (de l'ordre de la minute dans les étoiles comme le Soleil). Cela implique de construire des instruments extrêmement stables, de s'affranchir ou de corriger les effets environnementaux (atmosphère, variation de température...). Cela nécessite également des observations de longue durée (typiquement de plusieurs semaines à plusieurs mois).

L'avènement de l'astérosismologie spatiale

Dans l'espace, le projet CoRoT (2006-2012, CNES) et le projet kepler (2009-2013, NASA) ont permis de révéler la micro-variabilité stellaire sous un jour totalement neuf. CoRoT a détecté les vibrations de toutes sortes d'étoiles, certaines similaires au Soleil, d'autres très différentes comme les géantes rouges ou bien les étoiles massives. Outre la découverte de nombreuses planètes extra-solaires,ces missions ont ainsi permis de faire un énorme bond en avant quant à notre connaissance des intérieurs stellaires.


Fig.3-CoRoT - tests mécaniques des panneaux solaires: Le satellite CoRoT, lancé en décembre 2006, mesure les oscillations stellaires avec une précision, une durée et une continuité alors inégalées. Crédit : CNES

Les données de CoRoT ont donc ouvert un champ nouveau, celui de la microvariabilité stellaire à des échelles de temps de plusieurs mois. C'était la condition nécessaire pour mesurer avec précision dans les étoiles les oscillations de très faibles amplitudes identiques à celles observées sur le Soleil.

Dans les pulsateurs de type solaire, ces observations ont été un succès avec les premières mesures de ce type. Ces analyses ont donné pour la première fois accès aux fréquences précises, mais aussi aux durées de vie des modes et à leurs amplitudes individuelles, permettant des études jusque-là limitées au Soleil.

Les autres types d'étoiles pulsantes ne sont pas en reste. En abaissant le bruit d'un facteur entre 100 et 1000 et en augmentant les durées d'observation d'un un facteur 10 par rapport aux données disponibles auparavant, CoRoT a mis à jour des comportements prévus et d'autres tout à fait inattendus : des oscillations de type solaire dans des étoiles massives et très massives, des centaines de modes dans des étoiles δ Scuti, etc... Au-delà des oscillations, ces données ont révélé la signature fine d'un grand nombre de phénomènes divers : granulation, taches associées à l'activité magnétique ou à des anomalies d'abondance de surface, éclipses, déformation gravitationnelle due à la binarité ...

Un exemple marquant concerne les géantes rouges. Alors qu'on connaissait moins de dix géantes rouges pulsantes avant le lancement de CoRoT, la première séquence d'observation d'une durée de 150 jours en a révélé 700. En étudiant la nature des oscillations, on a montré que l'on pouvait obtenir une estimation précise (de l'ordre du %) du rayon et de la masse de ces objets, alors que les indices classiques (température effective, gravité, luminosité) ne permettent pas de caractériser de manière satisfaisante les étoiles dans cette phase de leur évolution.

Mais les choses ne se sont pas arrêtées là, et actuellement, grâce notamment à des observations de très longue durée (jusqu'à 4 ans) effectuées avec le satellite Kepler, il est possible de sonder le cœur des étoiles géantes rouges, stade évolutif qui constitue l'avenir de notre Soleil. Ces mesures ont permis de mettre en évidence que le cœur des géantes rouges ralentit fortement au cours de leur évolution. Ce comportement inattendu suscite actuellement de nombreux travaux théoriques.

Vers une nouvelle génération de modèles stellaires

Une nécessité qui va bien au-delà de la seule physique stellaire

Outre l'intérêt intrinsèque de comprendre et de contraindre les processus physiques se déroulant dans les intérieurs stellaires, une description précise et réaliste des étoiles a une portée bien plus importante. En effet, les étoiles en tant que briques de base de l'univers et des galaxies sont essentielles si l'on veut comprendre l'évolution chimique et les populations des galaxies, ou encore pour contraindre les scénarios de formation planétaires.

Par exemple, la compréhension des systèmes planètes-étoiles requiert la détermination de l'âge, de la masse et du rayon des planètes, qui ne peuvent être déterminés que par une connaissance extrêmement précise des étoiles hôtes. Néanmoins, les modèles stellaires actuels sont loin d'être parfaits. Par exemple, ils ne donnent actuellement qu'une précision de l'ordre de 30 % sur les âges et de 20% sur les masses. Or, une précision de l'ordre de 10% sur l'âge, de l'ordre de 4% sur la masse sont nécessaires afin, par exemple, de caractériser les planètes et de contraindre les processus de formation planétaires.

De tels progrès passent obligatoirement par une amélioration significative de la description des processus dynamiques à l'œuvre dans les étoiles. Prenons un exemple : la rotation est responsable d'un transport d'éléments chimiques dans les régions centrales. Il en résulte des changements de composition chimique qui affectent l'âge des modèles stellaires par l'intermédiaire des réactions nucléaires. Prendre en compte ces processus de mélange liés à la rotation nécessite donc la connaissance du profil de rotation, qui dépend des mécanismes de transfert de moment cinétique lors de l'évolution des étoiles. Afin de faire des progrès significatifs en termes de modèles stellaires, il est donc important d'inclure les processus de transport et la sismologie est seule à nous donner des contraintes précises sur ces processus.

Une synergie favorable avec plusieurs domaines

En plus de la sismologie, le développement récent des techniques de spectropolarimétrie et d'interférométrie optique apportent la promesse d'informations complémentaires précieuses avec la mesure des champs magnétiques, des rayons d'étoiles et de leur aplatissement éventuel (sous l'effet de la rotation). Il faut également mentionner les travaux numériques de simulation hydrodynamiques et les mesures de distance précises pour un grand nombre d'étoiles apportées par Gaia.

Le projet de mission spatiale PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of Stars) sélectionné par l'ESA est un bel exemple de synergie entre plusieurs domaines. Il s'inscrit dans le cadre du programme Cosmic Vision 2015-2025 (M3) et l'équipe SEISM y contribue fortement. Il s'agit d'un instrument doté de plusieurs télescopes avec un très large champ permettant ainsi d'observer un très grand nombre d'étoiles brillantes.

L'objectif scientifique de la mission est de détecter, grâce à la méthode des transits planétaires, des planètes rocheuses situées dans la zone habitable de leur étoile et, simultanément, de déterminer, grâce à la sismologie, les caractéristiques des étoiles hôtes. Ceci est important pour faire progresser notre connaissance de la formation et de l'évolution des systèmes planétaires mais constitue également une étape essentielle afin de préparer de futures études des atmosphères planétaires. Cette mission bénéficiera également d'une très forte synergie avec la mission Gaia ainsi que d'un suivi spectroscopique au sol. Tout ces éléments permettront à PLATO de fournir des contraintes sur le système planète-étoile avec une précision sans précédent.

Citons également d'autres projets instrumentaux en astérosismologie, tels que le projet Stellar Observations Network Group (SONG) dont l'objectif est de mettre un place un réseau global de télescopes de 1m, ou encore le projet BRITE qui propose une constellation de nano-satellites afin d'observer les étoiles les plus brillantes du ciel. Le projet spatial TESS (lancé en 2018 par la NASA) et dédié à la détection d'exoplanètes par transits photométriques, représente également une opportunité très intéressante pour la sismologie stellaire avec des observations de la quasi-totalité du ciel pendant des durées de l'ordre du mois.

L'ensemble de ces perspectives permet d'envisager un pas de géant dans la compréhension des intérieurs stellaires et de leur évolution. Ceci aura nécessairement un impact majeur dans nombre de domaines de l'astrophysique.

Chercheurs impliqués dans cette thématique :

Caroline Barban
Kévin Belkacem
Marie Jo Goupil
Yveline Lebreton
Éric Michel
Benoît Mosser
Rhita Maria Ouazzani
Jordan Philidet *
Daniel Reese
Réza Samadi
Didier Tiphène

* Arrivée en octobre 2023

Quelques publications récentes du LESIA dans ce domaine :

– Philidet, J. ; Belkacem, K. ; Goupil, M. -J. Coupling between turbulence and solar-like oscillations : A combined Lagrangian PDF/SPH approach. II. Mode driving, damping and modal surface effect, 2022, A&A 664

– Goupil, M. -J. Introduction to Asteroseismology, 2022 Sub-Saharian Africa Astronomy Summer School

– Belkacem, K. ; Kupka, F. ; Philidet, J. ; Samadi, R. Surface effects and turbulent pressure. Assessing the Gas-Γ1 and Reduced-Γ1 empirical models , 2021 A&A 646

– Reese, D. R. ; Mirouh, G. M. ; Espinosa Lara, F. ; Rieutord, M. ; Putigny, B. Oscillations of 2D ESTER models. I. The adiabatic case, 2021 A&A 645

– Michel, Eric ; Haywood, Misha ; Famaey, Benoît ; Mosser, Benoît ; Samadi, Réza ; Monteiro, Mario J. P. F. G. ; Kjeldsen, Hans ; Belkacem, Kévin ; Miglio, Andréa ; Garcia, Rafael ; Katz, David ; Suarez, Juan Carlos ; Deheuvels, Sébastien ; Campante, Tiago ; Cunha, Margarida ; Aguirre, Victor Silva ; Ballot, Jerôme ; Moya, Andy Chronos - Take the pulse of our galactic neighbourhood, 2021 Experimental Astronomy 51

– Ouazzani, R. -M. ; Lignières, F. ; Dupret, M. -A. ; Salmon, S. J. A. J. ; Ballot, J. ; Christophe, S. ; Takata, M. First evidence of inertial modes in γ Doradus stars : The core rotation revealed, 2020,A&A 640
– Lebreton, Y. ; Reese, D. R. SPInS, a pipeline for massive stellar parameter inference. A public Python tool to age-date, weigh, size up stars, and more, 2020, A&A 642

– Samadi, R. ; Deru, A. ; Reese, D. ; Marchiori, V. ; Grolleau, E. ; Green, J. J. ; Pertenais, M. ; Lebreton, Y. ; Deheuvels, S. ; Mosser, B. ; Belkacem, K. ; Börner, A. ; Smith, A. M. S. The PLATO Solar-like Light-curve Simulator. A tool to generate realistic stellar light-curves with instrumental effects representative of the PLATO mission, 2019, A&A 624

– Mosser, B. ; Michel, E. ; Samadi, R. ; Miglio, A. ; Davies, G. R. ; Girardi, L. ; Goupil, M. J. Seismic performance, 2019, A&A 622 – Baglin A., Belkacem K., Chaintreuil S., Deleuil Magali, Lam-Trong Thien et l'équipe CoRoT, "CoRoT, une mission bien remplie". L'astronomie #103, mars 2017

Activité au coeur des galaxies

Frederic Vincent, Thibaut Paumard, Yann Clénet — 2008-11-07T12:37:22Z

Contexte astrophysique et instrumental

La compréhension de l'évolution des galaxies est un enjeu majeur de la recherche actuelle dans le domaine extragalactique. Or l'environnement proche du noyau des galaxies et les processus physiques qui s'y déroulent semblent jouer un rôle important dans leur évolution : formation d'étoiles, interaction du milieu interstellaire avec un trou noir central, activité du trou noir central…

Étudier tous ces processus, au sein des régions les plus centrales des galaxies demande une capacité à observer des détails très fins. Seuls les télescopes géants au sol équipés d'optique adaptative ou les interféromètres qui combinent en les associant ces mêmes télescopes géants au sol permettent d'atteindre le pouvoir de résolution nécessaire. Fort de sa position de leader international dans ces techniques de haute résolution angulaire, le pôle HRAA s'implique depuis trois décennies dans plusieurs études sur l'activité des cœurs des galaxies.


NGC 1068 vu par NACO: Image de NGC 1068 observé par NACO en bande M' (4,8 µm) (Gratadour et al. 2006)

Les noyaux actifs de galaxies

Contreparties locales des quasars, les noyaux actifs de galaxies (NAG) se distinguent par leur forte luminosité centrale, pouvant dépasser la luminosité totale d'une galaxie classique à l'intérieur d'une région très petite. La taille de cette région est de l'ordre d'un parsec, que l'on peut comparer au diamètre de la Voie lactée qui est d'environ 30 000 parsecs (1 parsec correspond à environ 3 années-lumière). Cette luminosité des NAG s'expliquerait par l'existence en leur cœur d'un trou noir d'un million à un milliard de masses solaires, ceint d'un disque d'accrétion l'alimentant en matière. C'est ce phénomène d'accrétion, particulièrement efficace pour transformer l'énergie gravitationnelle en énergie lumineuse, qui serait à l'origine du rayonnement émis par les NAG.

Notre équipe travaille depuis plusieurs années à l'analyse de NGC 1068, l'un des NAG les plus archétypiques, au moyen d'instruments d'imagerie infrarouge avec optique adaptative, parfois couplée avec un coronographe. Originellement prévue pour la recherche d'exoplanètes, la coronographie se révèle particulièrement intéressante pour l'étude des NAG : le flux du noyau lui-même domine complètement dans les régions centrales, occultant l'émission lumineuse potentielle de structures sous-jacentes. « Éteindre » le noyau peut permettre de révéler ces dernières L'emploi à 2,2 µm d'un coronographe conçu au LESIA et monté sur NACO (une caméra infrarouge équipée d'une correction par optique adaptative, installée au Very Large Telescope) a conﬁrmé la réalité de structures en forme de vagues fines et régulières encadrant le jet radio de la galaxie (Gratadour et al., 2006) et permis de mesurer la température, élevée, de ces structures. Nous avons par ailleurs pu expliquer l'observation, en leur sein, de raies coronales.


NGC 1068 observée avec SPHERE au VLT. Gratadour et al., A&A, 581, L8 (2015)

Nous avons également initié un programme d'observations de NGC 1068 avec SPHERE (Spectro-Polarimetric High contrast Exoplanet Research) [1] installé sur le télescope Yepun du VLT, exploitant ainsi les capacités polarimétriques et coronographiques de cet instrument. Ces observations par SPHERE du cœur de NGC 1068 montrent clairement une structure nucléaire compacte (20 pc × 60 pc) perpendiculaire à l'axe d'un bi-cône en forme de sablier. Elle est orientée avec un angle polaire de 118 ̊, et trace des cônes d'ionisation au nord et au sud du noyau actif. Ce serait la première observation directe du tore de poussières au cœur de NGC 1068 (Gratadour et al., 2015).

Le centre de notre galaxie

L'activité du trou noir au centre de la Galaxie (Sagittarius A*) et l'étude de son environnement proche a constitué une activité importante de recherche au LESIA ces dernières années, en relation directe avec les développements instrumentaux en haute résolution angulaire réalisés au laboratoire.

Les premiers systèmes d'optique adaptative, tel ADONIS installé en 1993 sur le télescope de 3,6m de la Silla/ESO (Chili), avaient déjà permis d'obtenir de premiers résultats. Ainsi, la première cartographie du Centre Galactique en optique adaptative à la longueur d'onde de 3,6 microns (Clénet et al. 2001). Le système d'optique adaptative NAOS et plus particulièrement son analyseur infrarouge, conçu au LESIA, a ensuite permis à une équipe internationale comprenant des chercheurs allemands du Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik de Garching (MPE) et des chercheurs du LESIA de réaliser une étude astrométrique des étoiles gravitant au cœur de la Galaxie avec une résolution spatiale jusqu'ici inégalée. Elle a permis de démontrer, de façon quasi certaine, l'existence d'un trou noir au centre de la Galaxie (Schoedel et al. 2002). Toujours grâce à NAOS, cette même équipe a, par ailleurs, observé pour la première fois la contrepartie infrarouge de la source radio associée au trou noir dans plusieurs bandes infrarouges : H, K, L'et M'(Genzel et al. 2003, Clénet et al. 2004).


Le Centre Galactique vu par VISIR: Image à 8.6 microns de la région du Centre Galactique obtenue avec VISIR lors du Large Program ESO (Haubois et al. 2008)

Les orbites des étoiles les plus proches de Sagittarius A* ont été suivies depuis des décennies, permettant en particulier de mieux comprendre les propriétés de l'objet compact central (Gillessen et al., 2016). Ainsi, l'étude de l'étoile S2 passant au plus près du trou noir, à son péricentre donc, est d'une importance cruciale dans cette perspective.

L'origine des sursauts de luminosité infrarouge, signature de bouffées de rayonnement qui apparaissent typiquement, quelques fois par jour, aux abords de Sagittarius A*, reste encore à préciser. Ils pourraient s'expliquer par de la matière présente sur la dernière orbite stable du trou noir et se précipitant sur lui (Gillessen et al. 2006) ou par un jet accélérant les électrons à l'origine du rayonnement non thermique observé (cf. par exemple Clénet et al. 2006).

Les deux dernières thématiques évoquées ci-dessus (orbites d'étoiles proches, sursauts) constituent un aspect crucial du cas scientifique de GRAVITY (GRAVITY Collab., 2017, article de première lumière) l'instrument de deuxième génération de l'interféromètre du Very Large Telescope. L'un des objectifs phares de cet instrument est de mettre à l'épreuve les prédictions de la théorie de la relativité générale relatives au mouvement des étoiles et du gaz au voisinage immédiat du trou noir supermassif Sagittarius A*. Notre équipe s'est beaucoup impliquée à la fois dans la conception, le développement, l'analyse des données et l'interprétation scientifique des observations de GRAVITY au centre de la Galaxie. À ce stade, les résultats majeurs obtenus sont les suivants :

Détection de l'effet dit de « décalage vers le rouge relativiste » sur l'orbite de l'étoile S2. Il s'agit de mettre en évidence, expérimentalement, le fait que le temps que mesurerait un observateur situé sur l'étoile S2 s'écoulerait de plus en plus lentement, au fur et à mesure que l'étoile se rapproche du trou noir, si on le comparait au temps d'un observateur terrestre ;

Détection d'un mouvement orbital lors d'un sursaut de Sagittarius A* permettant de fortement soutenir l'hypothèse d'une source en orbite proche autour du trou noir ;

Détection de la précession relativiste de l'orbite de S2 telle que prédite par la relativité générale. Il s'agit de montrer que l'orbite de l'étoile S2 n'est pas une ellipse éternellement identique à elle-même, mais qu'elle tourne peu à peu autour du trou noir. GRAVITY a permis de mesurer cette (très petite) rotation de l'orbite de l'étoile autour du trou noir, qui est exactement conforme aux prédictions de la relativité générale.

À ce stade, aucune étoile nouvelle, plus proche de Sagittarius A* que S2, n'a été découverte. Il est possible que GRAVITY+ (lien à faire), plus sensible, permette une telle détection qui entraînerait des tests encore plus fins des prédictions de la relativité générale.

Une autre question centrale pour la physique du Centre Galactique est l'origine des populations d'étoiles voisines du trou noir. En relation avec cette question, notre équipe a entrepris une étude sur le gaz moléculaire dans les parsecs centraux de la Galaxie (Ciurlo et al. 2016). Grâce à des techniques de traitement d'images héritées de la haute résolution angulaire et appliquées à des données de spectro-imagerie obtenues avec SPIFFI au VLT, nous avons montré que le gaz moléculaire H2 est présent dans tout le parsec central par une analyse simultanée de l'émission dans les différentes raies d'émission dites « ortho » et « para » de H2.

En quelques mots, le dihydrogène, H2, molécule formée de deux protons, peut exister sous deux formes différentes selon l'orientation du spin [2] de chacun des deux protons : ortho-H2 lorsque les deux spins sont parallèles, para-H2 lorsque les deux spins sont inversés. Cette analyse a permis d'obtenir des diagrammes d'excitation du gaz en plusieurs zones du parsec central. Ils mettent en évidence deux régions distinctes : le disque circum-nucléaire d'une part. Le gaz y est thermalisé avec de très fortes températures d'excitation (>1700 K). La cavité centrale d'autre part, où le gaz n'est pas thermalisé, et qui présente des températures d'excitation différentes suivant les isomères du fait de la destruction plus rapide des molécules de H2 par le fort champ UV des étoiles jeunes.


Carte de flux de la raie de H2 1-0 S (1) au Centre Galactique, Ciurlo et al., A&A, 594, A113 (2016).

[1] Instrument installé au foyer Nasmyth du télescope Yepun, destiné à la formation d'images de haute résolution, grâce à une optique adaptative dédiée.

[2] Le spin traduit, en première approximation, la rotation de la particule sur elle-même.

Astéroïdes, comètes et objets transneptuniens

2008-09-29T20:06:15Z

Le Système solaire abrite plusieurs populations de petits corps : les astéroïdes, les comètes et les objets transneptuniens. L'étude de la nature physique, la distribution, la formation et l'évolution des petits corps du Système solaire est fondamentale si l'on souhaite comprendre comment les planètes se sont formées et, en définitive, comment la vie est apparue sur Terre. En tant que témoins primitifs restés intacts, pour une grande partie d'entre eux, depuis la formation du Système solaire, ils nous donnent des informations sur le mélange chimique à partir duquel les planètes se sont formées, il y a 4.6 milliards d'années, et nous permettent d'appréhender l'origine du Système solaire.

Les astéroïdes

Les astéroïdes sont de petits corps rocheux dont la majeure partie se situe dans la Ceinture Principale, entre 2,1 et 3,4 UA du Soleil. Un certain nombre évolue sur les orbites de Mars et Jupiter, comme par exemple les Troyens, aux points de Lagrange de Jupiter. D'autres ont une orbite plus elliptique et peuvent s'approcher très près de la Terre : ce sont les géocroiseurs (ou NEO, pour Near Earth Objects). Ces objets sont étudiés au LESIA par le biais de la photométrie et de la spectroscopie dans le domaine visible et infrarouge afin d'en déduire leur composition, leur période et axe de rotation, leurs forme et densité, et les propriétés de leur surface. Les plus grands télescopes au sol et en orbite terrestre sont utilisés à cette fin.


Image de l'astéroïde Bennu prise par la sonde OSIRIS-REx le 2 décembre 2018: Crédits : NASA/Goddard/University of Arizona

La caractérisation spectrale des jeunes familles dynamiques, ensembles d'objets qui résultent de la fragmentation récente d'un corps parent, permet d'étudier les phénomènes d'altération de surface (space weathering) dus à l'irradiation par les particules du vent solaire et les rayons cosmiques, la structure interne et la composition des corps parents. Des expériences d'irradiation effectuées en laboratoire apportent de précieuses informations sur ces processus d'altération. Une thématique particulièrement développée au LESIA est l'étude de l'altération aqueuse des astéroïdes qui permet de comprendre la distribution de l'eau dans le Système solaire primitif, et l'évolution chimique des astéroïdes en présence d'eau liquide. Un résultat important a été la première détection de vapeur d'eau autour d'un astéroïde (Cérès, le plus gros des astéroïdes, qualifié de planète naine) avec le satellite Herschel. La mission DAWN a, par la suite, détecté la glace d'eau à la surface de Cérès, ainsi que des brumes de poussières libérées par la sublimation de l'eau.

L'étude des astéroïdes géocroiseurs permet de déterminer leur région d'origine et leur évolution dynamique dans le Système solaire. Depuis 2012, le LESIA est impliqué dans les projets européens NEOshield, NEOshield 2 et maintenant NEOROCKS, des projets visant à déterminer la meilleure technique pour protéger la Terre contre les impacts des géocroiseurs, et à caractériser les propriétés physiques de ces objets, notamment ceux de petite taille. Plusieurs concepts de missions spatiales vers un astéroïde géocroiseur ont été développés par le LESIA, dont la mission de retour d'échantillons MarcoPolo-R, finalement non retenue pour le programme Cosmic Vision 2 de l'agence spatiale européenne (ESA). Les missions Hayabusa2 (JAXA) et OSIRIS-REx (NASA), lancées respectivement en 2014 et 2016, sont deux missions de retour d'échantillons d'astéroïdes primitifs auxquelles le LESIA a participé activement notamment concernant la sélection des sites de prélèvement, par leur caractérisation spectrale et physico-chimique.

Les comètes

Les comètes se sont formées dans les régions extérieures du Système solaire et ont pu piéger les éléments volatils sous forme de glaces. Les observations des molécules composant les atmosphères cométaires permettent d'aborder les problèmes de l'origine des comètes, de la composition de leurs noyaux, des phénomènes de sublimation de leurs glaces, de la formation et du développement de leurs atmosphères. Le LESIA est particulièrement impliqué dans les observations spectroscopiques de ces molécules en radio et dans l'infrarouge. Il a une expertise de longue date dans la modélisation des processus physico-chimiques dans les atmosphères cométaires.


La comète C/2020 F3 (NEOWISE) le 13 juillet 2020: Crédit : Nicolas Biver

Un suivi systématique de la production de gaz de toute comète brillante est assuré par l'observation des raies à 18 cm du radical OH avec le radiotélescope de Nançay. Les observations d'environ 150 comètes sont accessibles dans une base de données. La composition chimique et isotopique des comètes est étudiée par spectroscopie millimétrique et submillimétrique, principalement à l'Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM), avec l'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) et avec les satellites Herschel et Odin. Ces observations sont complétées par des observations infrarouges. La distribution spatiale des molécules et des poussières dans les régions internes des atmosphères cométaires est cartographiée par des observations utilisant les interféromètres NOEMA (Plateau de Bure) et ALMA, ce qui permet de localiser les sources de gaz à la surface du noyau et de mesurer ses propriétés rotationnelles.

Ces études mettent en évidence une grande diversité de composition des comètes. Aucune différence significative n'a été établie entre les comètes à longue période, provenant du nuage de Oort, et celles à courte période (dites de la famille de Jupiter) provenant de la ceinture de Kuiper. Des molécules organiques complexes ont été identifiées, les plus récentes découvertes étant le glycolaldéhyde (le plus simple des sucres) et l'alcool éthylique dans la comète C/2012Q2 (Lovejoy).

Page web de l'équipe comètes

La mission Rosetta


Image d'artiste de la sonde Rosetta: Crédit : ESA

Le LESIA a été fortement impliqué dans la mission cométaire de l'ESA, Rosetta. Lancée le 2 mars 2004, la mission a fait un long périple de 10 ans dans le Système solaire interne, survolant les astéroïdes (2867) Steins (septembre 2008) et (21) Lutetia (juillet 2010), avant de se mettre en orbite autour de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko en juillet 2014. Pour la première fois dans l'histoire de l'exploration spatiale, Rosetta a posé un atterrisseur, Philae, sur un noyau cométaire. Rosetta a suivi sa cible pendant plus de 2 ans permettant ainsi d'étudier le noyau, l'activité cométaire et leur évolution au cours du temps. Le LESIA a réalisé la voie à haute résolution spectrale du spectro-imageur visible et infrarouge VIRTIS, et a fortement contribué à l'analyse des données de deux autres instruments : le système d'imagerie OSIRIS et l'instrument micro-onde MIRO.


Sursaut d'activité de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko observé le 12 août 2015 par l'instrument OSIRIS: Crédit : Fornasier et al., 2017, MNRAS 467, S93

Les données ont montré que le noyau de la comète est un objet binaire, sombre et poreux avec une grande variété de structures géologiques. La composition du noyau indique la présence de matériaux organiques. La glace est rare à la surface, et présente surtout dans les éboulements de falaises. Des variations diurnes et saisonnières de la couleur de la surface ont été observées, résultant respectivement de la formation de dépôts de givre pendant la nuit et d'un enrichissement superficiel en glace d'eau au périhélie. Pour la première fois, de la glace de dioxyde de carbone a été mise en évidence sur la surface d'un noyau cométaire. Les observations de la coma ont montré que l'activité globale de la comète a varié de plus d'un facteur 1000 lorsqu'elle est passée à proximité du Soleil ; des variations saisonnières des abondances relatives des molécules ont été mises en évidence, qui sont liées à leur différente volatilité. Un résumé des principaux résultats de la sonde Rosetta est accessible en ligne.

Les objets transneptuniens

Les objets transneptuniens (TNO, ou objets de Kuiper) sont des petits corps en orbite autour du Soleil au-delà de Neptune. Pluton, aussi classifiée planète naine, est l'un d'entre eux, et il est de loin le plus brillant à cause de sa taille (2380 km), de son albédo élevé, et du fait qu'il est le plus proche du Soleil parmi les gros objets transneptuniens. En incluant les Centaures, plus proches mais dynamiquement apparentés, plus de 3000 de ces objets ont été détectés à ce jour. Avec les comètes du nuage de Oort, ce sont probablement les corps les plus primitifs du Système solaire car ils contiennent le matériau thermiquement le moins perturbé. Les études menées au LESIA sont très diverses et complémentaires. Elles visent à caractériser la densité et l'extension radiale de la ceinture de Kuiper, la taille et la composition de ces objets, leurs propriétés thermiques, ainsi que l'évolution de leur surface et de leur structure interne depuis leur formation.


Taille et albédo des objets trans-neptuniens observés par le programme "TNOs are cool" d'Herschel: Crédit : Myriam Rengel & « TNOs are cool » team

Pour l'étude de ces objets peu lumineux, les planétologues du LESIA utilisent les très grands télescopes, notamment le VLT de l'ESO et l'observatoire spatial Herschel de l'ESA, fonctionnant respectivement dans les domaines visible/infrarouge et submillimétrique. Une première taxonomie des objets a pu être établie sur la base des mesures de photométrie à différentes longueurs d'onde. La spectroscopie a permis de mettre en évidence les signatures de glaces d'eau cristalline, de méthane, de méthanol, d'ammoniac hydraté et d'azote. L'observation en ondes millimétriques et submillimétriques permet de mesurer la taille et l'albédo des objets, et de caractériser leurs propriétés thermophysiques fonctionnant dans le domaine infrarouge et submillimétrique.

L'observation d'un échantillon d'environ 130 objets transneptuniens avec Herschel dans le cadre du programme "TNOs are Cool" a montré une grande diversité d'albédos, et une corrélation couleur-albédo qui suggère que l'origine des couleurs est liée à la région de formation des objets.

Depuis des années, le LESIA explore le monde des objets transneptuniens via des occultations stellaires, c'est-à-dire le passage d'une étoile derrière l'un d'entre eux. Cette technique permet de mesurer avec une précision kilométrique la taille des objets les plus gros, et de rechercher des atmosphères ténues autour de ces objets. En particulier, l'atmosphère de Pluton et son évolution saisonnière a été caractérisée avec grande précision, mettant en lumière une expansion spectaculaire depuis 1988, et la présence d'ondes de gravité atmosphériques. Une occultation observée en 2013 a permis la découverte de deux anneaux étroits (quelques km), denses et fortement confinés, autour du Centaure Chariklo (diamètre 240 km). Cette découverte est surprenante car seules les planètes géantes étaient jusqu'alors connues pour avoir des anneaux.