LESIA - Observatoire de Paris

Observation en proche infrarouge du trou noir au centre de notre galaxie

Yann Clénet — 2011-01-13T10:23:26Z

Le centre de notre galaxie est connu pour abriter en son coeur une puissante radio-source, Sgr A*, découverte en 1974 par Ballick et Brown. Depuis trois décades, la compréhension de la nature exacte de cette source a motivé d'intenses recherches dans une large gamme de longueurs d'onde : infrarouge, rayons X, submillimétrique, etc. Très tôt il a été proposé que Sgr A* pourrait être un trou noir supermassif de plusieurs millions de masses solaires. Cette hypothèse s'est vue confirmée récemment par l'observation du centre de la galaxie avec le système d'optique adaptative NAOS dans les longueurs d'onde infrarouge. Nous résumons ci-dessous l'analyse des données ayant permis ce résultat.

L'étalonnage des données

Les données des observations du Centre Galactique avec la caméra CONICA équipant le système d'optique adaptative NAOS consistent en des séries d'images enregistrées à travers un filtre dans une gamme de longueurs d'onde centrée autour de 2,2 microns. A ces longueurs d'onde infrarouge, le signal astrophysique est noyé dans le flux infrarouge émis par l'atmosphère. Une des étapes du traitement de données consiste donc à soustraire ce signal atmosphérique pour n'extraire que le signal d'intérêt.

Par ailleurs, la réponse des détecteurs infrarouges à un signal lumineux n'est pas uniforme sur l'ensemble de l'image car les pixels formant le détecteur n'ont pas tous la même sensibilité et certains peuvent même être défectueux. La correction de ces effets s'appelle "la correction de champ plat".

Corriger de ces deux effets (fond du ciel et champ plat) sont les deux corrections minimales à effectuer. Suivant les études menées à partir de ces images et les précisions requises des informations extraites de ces images, d'autres corrections peuvent s'avérer nécessaires : correction de la distorsion des images pour des mesures astrométriques précises, étalonnage en flux pour étudier les variations photométriques des sources observées sont deux corrections supplémentaires qui ont été appliquées dans le cas des études du Centre Galactique.


Images infrarouges du Centre Galactique observé avec NAOS-CONICA: A gauche, image brute sans traitement : les points brillants sont des étoiles et les tâches des défauts de réponse du détecteur. Au centre : image après correction de l'émission du fond de ciel. A droite : image après correction de champ plat

L'analyse des données

L'étude, menée par des collègues allemands du MPE auxquels ont été associés des chercheurs du LESIA, qui a permis de conclure de façon quasi-définitive à l'existence d'un trou noir au centre de notre galaxie a consisté à réaliser une analyse astrométrique, avec un suivi sur plusieurs années de la position des étoiles autour de Sgr A*. Une étoile a plus particulièrement attiré l'attention : il s'agit de l'étoile appelée "S2", qui est passée en 2002 à environ 17 heures-lumière de Sgr A* (moins de trois fois la distance Soleil-Pluton !) à quelques 5000 km/s ! Grâce à la précision des mesures astrométriques offertes par l'optique adaptative et NAOS, le volume dans lequel sont "enfermés" les quelques millions de masses solaires centrales s'est retrouvé réduit d'un facteur de plus de cent par rapport aux précédentes études : le seul modèle viable d'une telle densité centrale est un trou noir !


Image du communiqué de presse de l'ESO sur le trou noir au centre de la Galaxie: A gauche : l'image étalonnée du Centre Galactique observé avec NACO. La position de Sgr A* est indiquée par une croix, quasiment coïncidente avec celle de S2. A droite : les positions de S2 mesurées entre 1992 (avec d'autres instruments infrarouges) et 2002, superposées au modèle d'orbite associé. Source : http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2002/pr-17-02.html

Radio Goniopolarimétrie

Baptiste Cecconi — 2010-12-07T09:35:57Z

Sommaire

La goniopolarimétrie rassemble un ensemble de techniques d'analyse de données radio spatiales qui permettent de reconstruire la direction d'arrivée d'une onde électromagnétique, son flux et sa polarisation. Ces techniques sont aussi appelées “Direction-Finding”. Cependant, cette terminologie anglophone ne reflète pas que la détermination de la direction d'arrivée d'une onde ne peut pas être dissociée de mesure de sa polarisation, ce qu'évoque le terme “Goniopolarimétrie”.

Principe

La résolution angulaire [1] d'un télescope est égale à λ/D où λ est la longueur d'onde et D le diamètre du télescope. Dans le cas des observations radio spatiales, les fréquences d'observations s'échelonnent de quelques kHz à quelques dizaines de MHz, ce qui équivaut à des longueurs d'onde de quelques dizaines de kilomètres à quelques dizaines de mètres. Avoir une bonne résolution pour cette gamme de fréquence impliquerait d'avoir des instruments dont les dimensions atteignent plusieurs centaines de kilomètres ! Il est impensable d'envoyer des paraboles de ces dimensions dans l'espace. Ajoutons à cela les contraintes liées à l'exploration spatiale (faible masse, faible encombrement, faible consommation électrique, robustesse aux conditions spatiales, fiabilité du système de déploiement), et on comprend rapidement qu'il faut trouver d'autres moyens pour obtenir de la résolution angulaire aux fréquences citées plus haut.

Les senseurs électriques ou magnétiques spatiaux doivent être très simples : des dipôles électriques de quelques mètres (ou dizaines de mètres) ou des bobines magnétiques de quelques centimètres (voire dizaines de centimètres). Ces senseurs ont une résolution angulaire très réduite. Dans le domaine dit "quasi-statique" (c'est-à-dire quand la longueur d'onde est très grande devant la dimension du senseur), le "champ de vue" de ceux-ci équivaut à 2/3 de tout l'espace. Dans ce domaine, ces senseurs ont une propriété qui s'avérera bien utile : le signal reçu est nul lorsque l'onde arrive dans la direction de l'antenne (voir figure ci-dessous)


coupe du diagramme de réception d'une antenne électrique.: L'antenne est représentée en bleu et la courbe noire représente le "gain" de l'antenne en fonction de la direction d'arrivée de l'onde. Ce gain est maximal sur l'axe "x" (c'est-à-dire lorsque l'onde arrive perpendiculaire à l'antenne) et nul sur l'axe "y" (c'est-à-dire lorsque l'onde arrive dans la direction de l'antenne).

La goniopolarimétrie justement utilise cette propriété et, par la combinaison de mesures simultanées sur plusieurs senseurs orientés dans des directions différentes, permet de retrouver la résolution angulaire. Avec les mesures obtenues sur Cassini, on a une résolution de l'ordre de quelques degrés, soit 0.3% de toutes les directions de l'espace à comparer aux 2/3 pour une antenne seule. On gagne ainsi un facteur 100 en terme de résolution.

Sur la figure suivante, on a schématisé deux antennes (en rouge et en bleu) avec leurs diagrammes de réception respectifs. La ligne pointillée indique la direction d'arrivée d'une onde. Les deux petites croix marquent l'intersection de cette direction d'arrivée avec les diagrammes de réception, qui, rappelons-le, caractérise le gain de l'une antenne en fonction de la direction. Dans notre exemple, où on fait l'hypothèse d'une onde sans polarisation, la contribution mesurée par l'antenne rouge sera environ deux fois plus petite que celle mesurée par l'antenne bleue. C'est le quotient entre ces deux mesures qui donnera l'information de direction d'arrivée. La précision sur la mesure et celle de l'étalonnage fixera directement celle de la détermination de la direction d'arrivée.


Exemple simple à deux antennes: Deux antennes et leurs diagrammes de réception (en rouge et en bleu) et une onde (direction d'arrivée en pointillé)

Mesures

L'analyse goniopolarimétrique requiert des mesures électriques ou magnétiques sur au moins deux axes non colinéaires. On enregistre la puissance détectée sur chaque senseurs. Selon la conception du récepteur, on peut aussi enregistrer l'intercorrélation des signaux mesurés entre les senseurs deux à deux. Afin de pouvoir discerner des ondes de différentes fréquences se propageant en même temps dans l'environnement de la sonde, les récepteurs radio enregistrent les puissances et les intercorrélations à différentes fréquences.

Contrairement aux techniques d'analyse radio plus classiques pour lesquelles on utilise soit la forme du spectre [2], soit le profil temporel, la goniopolarimétrie permet de traiter des données enregistrées pendant de très courtes durées sur une gamme de fréquences étroites indépendantes les unes des autres.

Le nombre de mesure instantanées indépendantes disponibles dépend du nombre de senseurs et de la conception du récepteur radio associé. Par exemple :

– deux antennes électriques + un récepteur radio ne mesurant que la puissance. On dispose de 2 mesures instantanées indépendantes : la puissance sur chacune des antennes.

– deux antennes électriques + un récepteur radio mesurant puissance et intercorrélation. On dispose de 4 mesures instantanées indépendantes : la puissance sur chaque antenne, et l'intercorrélation qui est une grandeur complexe [3].

On utilise en général des senseurs électriques pour effectuer des mesures destinées à être analysées par la goniopolarimétrie. Ceci vient du fait que la composante électrique d'une onde électromagnétique est intrinsèquement plus intense que sa composante magnétique. Des mesures magnétiques nécessitent ainsi des récepteurs beaucoup plus sensibles. Cependant, rien n'empêche d'appliquer les techniques goniopolarimétriques à des données magnétiques.

Observables

L'analyse goniopolarimétrique permet de caractériser les paramètres d'une onde électromagnétique se propageant dans l'environnement de la sonde. Le nombre de paramètres permettant de caractériser l'onde observée dépend des hypothèses faites sur les caractéristiques générales de l'onde. Le cas le plus courant est de faire l'hypothèse d'une onde plane. On peut caractériser complètement cette onde à l'aide de six paramètres :

– le flux (noté S)

– deux grandeurs décrivant l'état de polarisation linéaire (notés Q et U)

– le degré de polarisation circulaire (noté V)

– la direction du vecteur d'onde (caractérisé par deux angles)

Les quatre premiers paramètres (S, Q, U, V) sont aussi appelés paramètres de Stokes.

Si on relaxe l'hypothèse de planéité du plan d'onde (par exemple, si la taille de la région qui émet l'onde radio ne peut pas être supposée infiniment petite, vue depuis la sonde), on peut rajouter un paramètre supplémentaire définissant la taille de la source radio (relié à la courbure de la surface d'onde).

D'autres inversions plus spécifiques ont été proposées pour des cas encore plus particuliers, comme le cas de sources radio réparties le long d'une courbe dont on connait la position. On cherche alors la répartition de la polarisation, du flux voire de la largeur de la source le long de cette courbe.

Il est important de rappeler que les observables goniopolarimétriques sont reconstruites à partir de mesures effectuées là où se trouve le satellite. La direction d'arrivée, la polarisation ou la taille de la source radio sont donc des paramètres apparents, ne tenant pas compte de possibles effets de propagations entre la région d'émission et la position de la sonde.

Etalonnage

Les senseurs destinés aux mesures goniopolarimétriques sont en général des antennes électriques linéaires : des tubes ou des câbles conducteurs rectilignes connectés à un récepteur radio. La position, la direction et la longueur physique de ces antennes sont connues. Cependant, du fait de la présence du satellite, il nous faut évaluer la direction et la longueur de l'antenne électrique effective que constitue le système `antenne+satellite'. Cette opération d'étalonnage peut-être effectuée de diverses manières :

– par rhéométrie : Un modèle réduit de la sonde est placé dans une cuve baignée d'un champ électrique d'intensité variable mais de direction fixe. En faisant tourner la maquette du satellite sur différents axes, on mesure la réponse des antennes.


Modèle réduit de la sonde Cassini: Ce modèle réduit construit par le Space Research Institute de Graz en Autriche, a été utilisé pour étalonner les antennes électriques de cette sonde.

– à l'aide de simulations numériques : Le satellite et son antenne peuvent être simulé par un ensemble d'éléments conducteurs reliés entre eux. Des codes simulations permettent alors de déterminer la réponse des antennes en fonction de la fréquence des ondes incidentes.


Modélisation électromagnétique de la sonde STEREO-A: La sonde STEREO-A et ses antennes électriques (notées E1, E2 et E3) a été modélisée pour l'étalonnage de la réponse des antennes.

– en vol : En utilisant une source de référence dont les caractéristiques sont connues, on peut aussi évaluer la direction et la longueur effective d'une antenne sur une sonde spatiale.

Ces trois techniques sont en général utilisées afin d'obtenir la meilleure détermination possible des paramètres effectifs des antennes électriques.

Méthodes Goniopolarimétriques

Les sondes spatiales dédiées à l'exploration des plasmas du système solaire (vent solaire, magnétosphères...) sont souvent des satellites tournant autour d'un axe. Il est en effet plus facile de concevoir des instruments permettant l'analyse d'un plasma sur ce type de plateforme. Les techniques goniopolarimétriques développées pour ce type de satellite tiennent compte de la modulation du signal induite par la rotation de l'antenne avec la sonde. C'est le cas des sondes ISEE3, WIND ou Ulysses, dont les récepteurs radio ont été construits au LESIA.

Les sondes spatiales qui embarquent des instruments d'imagerie doivent être stabilisées sur trois axes, afin de pouvoir pointer précisément les cibles à étudier. On a donc aussi développé des récepteurs et des méthodes goniopolarimétriques qui permettent de retrouver instantanément les paramètres de l'onde observée. C'est ce qui est fait pour les données radio des produites par les sondes Cassini ou STEREO, dont les récepteurs radio ont été construits au LESIA.

Exemple

Le récepteur radio de la mission Cassini (RPWS/HFR) est un récepteur goniopolarimétrique. Il peut être connecté simultanément à deux des trois antennes électriques de l'expérience RPWS. Il enregistre l'autocorrélation des signaux mesurés sur chaque antenne ainsi que l'intercorrélation entre ces deux signaux bruts. La figure ci-dessous montre un spectre dynamique [4] de l'autocorrélation du signal sur une des antennes de l'expérience.


Spectre Dynamique produit par Cassini/RPWS/HFR le 28 mai 2007.: L'intensité du signal mesuré en fonction du temps et de la fréquence est codé en niveaux de gris. Les gros blocs noirs situés entre 10 et 1000 kHz sont le SKR (Saturn Kilometric Radiation) : rayonnement kilométrique auroral de Saturne, émis dans les régions polaires de Saturne, conjointement aux aurores de cette planète.

L'analyse goniopolarimétrique permet de reconstruire a posteriori (c'est-à-dire au sol, et non à bord de la sonde) la direction d'arrivée, la polarisation et le flux de l'onde observée à chaque instant et à chaque fréquence. Ci-dessus, un exemple de carte de directions d'arrivée des ondes radio vue depuis Cassini, avec la planète Saturne représentée en arrière plan.


Carte de direction d'arrivée reconstruite à partir des données Cassini/RPWS/HFR: La carte est reconstruite a posteriori, en utilisant les résultats de l'analyse goniopolarimétrique appliquées aux données Cassini/RPWS/HFR. Ces données sont filtrées (rapport signal sur bruit, polarisation, barres d'erreurs) avant intégration.

Bibliographie

A. Lecacheux. Direction Finding of a Radiosource of Unknown Polarization with Short Electric Antennas on a Spacecraft. Astron. Astrophys., 70:701–706, 1978.

R. Manning and J. Fainberg. A new method of measuring radio source parameters of a partially polarized distributed source from spacecraft observations. Space Sci. Inst., 5:161–181, 1980.

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H. Ladreiter, P. Zarka, A. Lecacheux, W. Macher, H. Rucker, R. Manning, D. Gurnett, and W. Kurth. Analysis of electromagnetic wave direction finding performed by spaceborne antennas using singular-value decomposition techniques. Radio Sci., 30:1699–1712, 1995.

D. Vogl, B. Cecconi, W. Macher, P. Zarka, H. Ladreiter, P. Fédou, A. Lecacheux, T. Averkamp, G. Fischer, H. Rucker, D. Gurnett, W. Kurth, and G. Hospodarsky. In–flight calibration of the Cassini-Radio and Plasma Wave Science (RPWS) antenna system for direction-finding and polarization measurements. J. Geophys. Res., 109:A09S17, 2004.

B. Cecconi. Étude Goniopolarimétrique des émissions radio de Jupiter et Saturne à l'aide du récepteur radio de la sonde Cassini (Goniopolarimetric study of the Jovian and Kronian radio emissions with the Cassini spacecraft radio reciever). PhD thesis, Observatoire de Paris-Université Paris 7, Meudon, France, april 2004.

W. Macher, T. Oswald, G. Fischer, and H. Rucker. Rheometry of multi-port spaceborne antennas including mutual antenna capacitances and application to STEREO/WAVES. Meas. Sci. Technol., 18:3731–3742, 2007.

B. Cecconi. Influence of an extended source on Goniopolarimetry (or Direction Finding) with Cassini and STEREO radio receivers. Radio Sci., 42(RS2003):1–17, 2007.

B. Cecconi. Mesures Radio Spatiales : Goniopolarimétrie. In P. Zarka and M. Tagger, editors, Comptes rendus de l'Ecole de Goutelas : Radio Astronomie Basse Fréquence, volume 30, 2007.

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B. Cecconi. Goniopolarimetric techniques for low-frequency radio astronomy in space. In M. Huber, A. Pauluhn, and J. Timothy, editors, Observing Photons in Space, volume 9 of ISSI Scientific Reports Series, pages 263–277. Springer, 2010.

S. Hess. Radio Goniopolarimetry : dealing with multiple or 1-D extended sources. Radio Sci., 45:RS3003, 2010.

[1] La résolution angulaire d'un télescope caractérise sa capacité à discerner des détails de l'objet observé.

[2] la répartition de la puissance en fonction de la fréquence

[3] Un nombre complexe peut être représenté par deux quantités

[4] Un spectre dynamique est un tracé où l'intensité représentée (le plus souvent avec un codage en couleur ou en niveaux de gris) en fonction du temps et de la fréquence

Observatoire Virtuel

Stéphane Erard — 2010-01-08T09:05:38Z

Les systèmes d'Observatoires Virtuels constituent un complément aux méthodes d'observation classiques : plutôt que de multiplier les demandes nouvelles sur les grands instruments, il s'agit de favoriser les fouilles systématiques dans des archives existantes, et de permettre le traitement de données "anciennes" à l'aide d'outils génériques de pointe.

Le projet d'Observatoire Virtuel (OV) repose sur la mise en commun et l'interconnection, à l'échelle internationale, de toutes les bases de données numériques et d'outils d'analyse développés dans les domaines de l'Astronomie et de l'Astrophysique. Les objectifs sont d'optimiser l'exploitation de données déjà acquises en en facilitant l'accès, de permettre des comparaisons entre données d'origine et de nature différentes, et d'accélérer les traitements en utilisant des méthodes standardisées et des grilles de calcul.

Plusieurs projets ont vu le jour au début des années 2000 avec cette ambition. Face à l'émergence de projets OV de plus en plus nombreux, l'ensemble des membres de la communauté a décidé de créer une alliance internationale, l'IVOA (International Virtual Observatory Alliance) dans le but de coordonner les efforts et d'offrir des capacités globales à l'Observatoire Virtuel. L'IVOA définit notamment les standards utilisés dans le domaine OV au niveau mondial.

Le LESIA a une activité de développement de bases de données thématiques, notamment autour des projets instrumentaux et des programmes d'observation menés au laboratoire. Les bases de données nouvelles utilisent maintenant systématiquement les standards OV pour le catalogage et l'accès aux données. Le LESIA s'appuie sur le Centre d'Expertise Régional Paris Astronomical Data Centre (PADC), structure commune à l'Observatoire de Paris, pour l'implémentation de ces standards et de services de haut niveau sur les bases de données.

L'Observatoire Virtuel en Astronomie


Croiser les catalogues astronomiques

L'astronomie des objets lointains s'est historiquement organisée en premier, les objectifs immédiats étant de croiser différents catalogues d'objets célestes, en particulier les archives des grands télescopes terrestres et spatiaux à diverses longueurs d'onde. Un autre objectif immédiat était de standardiser les méthodes d'accès aux données et de fournir des outils génériques de visualisation et d'analyse. L'OV en Astronomie se développe maintenant en incluant d'une part des résultats de simulations, d'autre part des bases de données acquises en laboratoire permettant d'interpréter les observations.

Les programmes structurants en France sont actuellement Euro-VO (héritier du programme AVO financé par la Commission Européenne, réunissant l'ESO, l'ESA et plusieurs agences nationales) et l'ASOV (Action Spécifique Observatoire Virtuel de l'INSU et du CNES) qui répercute cette organisation au niveau national. Dans ce cadre, VO-Paris Data Centre contribue à la définition des standards utilisés par l'IVOA, et développe des outils spécifiques pour l'OV.

L'Observatoire Virtuel en Physique solaire


Eruption solaire le 14/7/2000: Détection automatique des structures solaires avec HELIO

En ce qui concerne l'étude du Soleil, la base de données BASS2000 du LESIA collecte les observations sol de divers instruments français. Elle est intégrée à un OV solaire européen, l'EGSO (European Grid of Solar Observations). Le LESIA est également partenaire du projet HELIO (Heliophysics Integrated Observatory) qui vise à connecter ces aspects solaires aux observations des magnétosphères planétaires et du vent solaire.

La logique est très différente de celle de l'OV en Astronomie, puisqu'elle repose sur le suivi d'événements et non d'objets : un des points majeurs est d'étudier la propagation de tels événements depuis la surface du Soleil à travers le Système Solaire, ce qui suppose de savoir mettre en relation des mesures effectuées à différents endroits et par différents moyens (observations télescopiques du Soleil, sondes planétaires orbitales...).

L'Observatoire Virtuel en Planétologie

L'étude du Système Solaire se prête plus difficilement à ce type d'organisation, à cause d'une part de la diversité des formats utilisés en pratique, d'autre part de la grande variabilité intrinsèque des données. Celles-ci incluent à la fois des mesures sur le fond de ciel (mais contrairement aux étoiles et aux galaxies, les objets du Système Solaire n'ont pas de position fixe sur le ciel) et des mesures résolues en orbite (repérées en latitude et longitude à la surface de chaque corps) ; elles concernent aussi bien les surfaces que la structure interne des planètes, leurs atmosphères ou leurs magnétosphères, et sont selon le cas bi- ou tridimensionnelles ; enfin, elles décrivent fréquemment des phénomènes variables à différentes échelles de temps (diurne, saisonnière, séculaire).


Principe de VESPA

Ce domaine a néanmoins commencé à s'organiser de façon globale dans le cadre du programme EuroPlaNet-RI financé par l'Union Européenne (2009-2012) en suivant les recommandations de l'IPDA (International Planetary Data Alliance) qui cherche à harmoniser au niveau mondial les méthodes d'archivage des données spatiales planétaires.

L'activité Europlanet-IDIS avait pour objectif de mettre en place les bases d'un OV européen en Planétologie. Dans ce cadre, VO-Paris Data Centre (et à travers lui le LESIA et l'IMCCE) se sont impliqués dans la définition des standards OV, dans le développement de services à valeur ajoutée sur les données (outils de visualisation et de traitement) et dans la mise en place de bases de données nouvelles. PADC et le LESIA étaient également responsables du nœud Dynamique et Matière extraterrestre et participaient à la coordination du nœud Plasmas planétaires d'Europlanet-IDIS.

Cette activité s'est développée dans le programme Europlanet-H2020-RI (2015-2019), dont l'Observatoire de Paris pilote l'activité VESPA. L'objectif est de multiplier les services de données accessibles pour la Planétologie et la Physique solaire, de développer les outils de visualisation et d'analyse, et de commencer à implémenter des services de traitement de données en ligne. Le portail VESPA permet la fouille de données dans de nombreux services en ligne.

Simulations cinétiques : « particles-test » et N-corps

2009-02-05T15:39:30Z

Systèmes granulaires

Depuis quelques années, à côté des traditionnels codes utilisés pour la simulation de plasmas nous avons commencé à utiliser des techniques N-corps pour simuler numériquement des plasmas spatiaux ou des plasmas de laboratoire dans lesquels les collisions entre les charges constituantes jouent un rôle non négligeable. Ainsi, il y a 5 ans, nous avons pu montrer à l'aide d'un code de type N-corps, dépendant d'une seule coordonnée spatiale et développé au LESIA, que le flux de chaleur dans le vent solaire doit être plus intense que ce qui est généralement admis (Landi et Pantellini, 2003).

Plus récemment, en voulant adapter le code à l'étude de l'effet des pertes radiatives sur la structure du plasma de la couronne solaire, nous nous sommes intéressés à la simulation de systèmes granulaires. Les systèmes granulaires sont très répandus dans la vie de tous les jours : le sable, la neige, les tas de pommes de terre en sont des exemples. Mais les systèmes granulaires ne sont pas rares en astrophysique : les anneaux astrophysiques, tels les anneaux de Saturne, les nuages protoplanétaires et la matière interstellaire froide en général en sont des exemples concrets. Dans Pantellini et Landi (2008) nous étudions le processus de formation de conglomérats (grumeaux) de grains denses et froids. La tendance à former des grumeaux est une caractéristique quasi-universelle des systèmes granulaires. Nous avons montré que lors du processus de formation les forces de friction entre les espèces de grains différents pousse les grains les plus lourds vers le centre des grumeaux en expulsant les grains légers vers les bords. Ce travail illustre à merveille la versatilité de ce type de code permettant de simuler à la fois des écoulements granulaires et le vent solaire à grande échelle. Nous prévoyons de revenir à l'étude de la couronne et du vent solaire au cours des prochains mois, en particulier avec la venue au LESIA de Lorenzo Matteini (Université de Florence) sur un postdoc de l'Observatoire.

Expansion d'un plasma dans le vide (vent solaire)

En 2002, W. Dehnen du Max-Planck-Institut à Heidelberg publie un nouveau code N-corps 3D pour l'étude des systèmes de corps à interaction gravitationnelle tels l'ensemble des étoiles d'une galaxie. L'extrême efficacité du code nous a incité à l'adapter pour la simulation des plasmas collisionnels, ou non collisionnels, pour enfin réaliser des simulations dites "ab initio", c'est à dire ne comportant aucune hypothèse forte sur les propriétés du plasma à simuler. Arnaud Beck a ainsi, au cours de sa thèse, étudié le problème de l'expansion d'un plasma dans le vide, problème difficilement abordable avec d'autres codes à cause de la présence d'une frontière plasma-vide, le degré de collisionnalité variant de manière extrêmement forte dans le milieu. L'expansion d'un plasma dans le vide est un sujet extrêmement porteur dans le cadre de la physique de l'interaction lasers-plasmas et de la recherche sur la fusion inertielle.

Vents stellaires de type solaire

Le problème fondamental de l'accélération du vent solaire et des vents stellaires du même type est l'absence de théorie du transport de l'énergie en plasma faiblement collisionnel, dans lesquels les fonctions de distribution des particules ne sont pas Maxwelliennes. Ce problème a d'abord été abordé dans le cadre des modèles exosphériques de vent basés sur l'équation de Vlasov. Ensuite, des simulations cinétiques avec des collisions Coulombiennes ont été réalisées en utilisant des fonctions Maxwelliennes ou non (Zouganelis et al., 2005). Les résultats des modèles exosphériques et des simulations cinétiques sont en bon accord malgré la différence fondamentale sur, à la fois, la physique et la méthodologie, ce qui est a priori surprenant. L'accord entre les deux approches est très probablement dû au fait qu'un faible taux de collisionnalité est implicite dans les modèles exosphériques du fait que certaines trajectoires de particules, qui ne sont pas accessibles à partir de l'exobase, sont peuplées de façon à minimiser les discontinuités de la fonction de distribution des vitesses. L'existence d'électrons piégés dans les modèles exosphériques est une condition nécessaire pour que le vent soit supersonique, tout comme les collisions dans les simulations cinétiques sont nécessaires pour produire un vent supersonique (Thèse de Doctorat de I. Zouganelis, 2005). L'ensemble de ce travail a montré que la présence d'électrons suprathermiques dans la couronne solaire permet d'accélérer le vent rapide, même en présence de collisions. Afin de pouvoir appliquer ces résultats aux vents d'autres étoiles, nous avons étudié la variation de la vitesse du vent avec le rapport de la vitesse thermique des ions sur leur vitesse d'échappement du potentiel gravitationnel de l'étoile, et montré dans quel domaine de masse-rayon-température la présence d'électrons suprathermiques augmente la vitesse du vent.

Dans un contexte astrophysique plus général, nous avons débuté une étude du flux d'énergie des vents stellaires (Le Chat et al., AIP, 2009). Nous avons montré que le flux d'énergie du vent solaire, mesuré par plusieurs sondes spatiales à des positions différentes, pendant plus de trente ans, est quasiment constant et indépendant de la latitude, de la vitesse du vent et de l'activité du soleil, ce qui formalise la relation empirique entre la vitesse et la densité (Le Chat et al. 2012). Comparé à d'autres étoiles (depuis les étoiles jeunes jusqu'aux super géantes), les résultats montrent que le flux est constant pour un grand nombre d'objets, laissant supposer un processus commun à l'origine de ces vents stellaires.

Environnements planétaires

Le code ECLIPS (Emissions CycLotron dues à l'Interaction Planète-Satellite) est un code particules-test (les champs dus aux particules ne sont pas pris en compte) 1D, qui permet de simuler la distribution de particules le long d'une ligne de champ magnétique planétaire, en prenant en compte la présence de champs pouvant éventuellement accélérer les particules. A partir des distributions électroniques simulées, les taux de croissance de l'instabilité MASER-cyclotron (qui est à l'origine des émissions radio planétaires) sont calculés analytiquement pour les divers gradients positifs (en vperp) présents dans la distribution (cône de perte, anneau, coquille). Les diagrammes de rayonnement calculés pour les sources MASER- cyclotron sont alors injectés en entrée du code SERPE (Simulateur de la visibilité des Émissions Radio Planétaires et Exoplanétaires), qui calcule les spectres dynamiques produits par une distribution quelconque de sources et détectés par un observateur fixe ou en mouvement. Ces codes ont été appliqués au cas de l'interaction Io-Jupiter et ont permis de clarifier les processus d'accélération à l'origine des émissions liées à cette interaction. Leur application à Saturne permet la simulation des spectres dynamiques mesurés par Cassini et des études multispectrales précises (par ex. la distribution des sources UV aurorales peut être injectée dans SERPE pour simuler les observations radio simultanées).

Analyse de données

2008-10-02T12:21:12Z

L'analyse de données est une étape essentielle du travail de recherche : il s'agit, après la récolte des données par les instruments scientifiques, d'examiner ces données afin de comprendre les phénomènes observés. On peut distinguer deux étapes distinctes dans l'analyse de données :

l'étalonnage des données : parfois appelé traitement de données, il s'agit de tenir compte des conditions d'obtention des données et des paramètres d'étalonnage de l'instrument pour les rendre exploitables pour leur analyse. Cela peut consister à les exprimer en unités physiques, à les corriger des sources d'erreur et de biais.

l'analyse proprement dite. Celle-ci dépend du phénomène que l'on cherche à expliquer et du type d'instrument employé à cette fin. Il peut s'agir d'une analyse spectrale, cherchant à mettre en évidence un processus physique ayant lieu dans une gamme de longueur d'onde particulière ; une analyse temporelle, cherchant à mettre en évidence un processus intervenant à un moment particulier ou avec une certaine régularité ; une analyse spatiale, cherchant par exemple à détecter des structures d'une certaine dimension ; etc

De nombreux scientifiques du LESIA sont impliqués dans le développement de ce type de logiciels, pour leurs recherches propres ou dans le prolongement des développements instrumentaux réalisés au laboratoire ; dans ce dernier cas, le LESIA a souvent la responsabilité de l'étalonnage et ou de l'analyse des données.

Des exemples sont proposés :

L'observation en proche infrarouge du trou noir au centre de notre galaxie

La Radio Goniopolarimétrie

La Spectroscopie du bruit quasi-thermique

Simulations numériques et théorie

Carine Briand — 2008-10-02T09:55:51Z

Pour expliquer des phénomènes astrophysiques, deux approches sont souvent adoptées. La première consiste à essayer de reproduire une situation observée. C'est le domaine de la modélisation.

La seconde approche est plus exploratoire. Elle consiste à étudier les lois physiques fondamentales à l'origine de tel ou tel phénomène, sans chercher absolument à reproduire une situation précise. C'est le domaine de la simulation numérique. Par exemple, on cherche à comprendre les paramètres qui influencent la reconnexion magnétique, l'évolution d'un plasma dans le vide, ou le rôle de la masse des ions dans la dynamique des plasmas.

Ces deux approches sont complémentaires, les résultats de l'un conduisant souvent à des contraintes pour l'autre.

La plupart des problèmes astrophysiques font appel à de nombreux paramètres. Les phénomènes à étudier requièrent alors des équations couplées (l'évolution d'un paramètre dépendant d'un autre qui lui même va dépendre du premier ou d'un troisième... etc). Par ailleurs, les processus impliquent souvent des échelles spatiales et temporelles très différentes. C'est par exemple le cas lorsque l'on cherche à comprendre l'évolution d'un très grand nombre de particules chargées (plasma), les interactions entre les ondes et les particules, l'accélération du vent solaire, etc. Le problème se pose aussi pour l'étude du comportement d'un système instrumental ! Comment un sous-système réagit-il dans les conditions extrêmes de l'espace ?

La résolution analytique (par la résolution directe des équations) de l'évolution de tels systèmes est souvent impossible, ou alors requiert des approximations très fortes limitant le champ d'utilisation des résultats. La simulation numérique aide à pallier à certaines de ces limitations. L'idée est d'écrire un code informatique qui prend en compte les équations de base et qui se charge de calculer l'évolution finale du système.

Bien sûr, les choses ne sont pas aussi simples ! L'écriture même de tels codes peut prendre plusieurs semaines, voire plusieurs mois, en fonction de la complexité du problème envisagé. Le Fortran reste encore l'un des langages les plus utilisés pour les "gros calculs" avec parfois du Langage C ou C++.

Une autre contrainte majeure réside dans le temps de calcul. Pour réduire au maximum ce temps, des méthodes particulières d'analyse numérique sont employées. Mais ceci ne suffirait pas si les capacités de calculs des ordinateurs n'étaient pas augmentées. Pour des calculs modérément compliqués, des ordinateurs individuels peuvent suffire mais dès que les systèmes deviennent trop gros ou le nombre de paramètres trop importants, on doit faire appel à des grappes d'ordinateurs qui partageront et optimiseront leurs ressources. De tels calculateurs dits "parallèles" sont disponibles au Service Informatique de l'Observatoire de Paris (SIO) ainsi qu'au centre de calcul IDRIS du CNRS. Bien sûr, le langage de programmation doit être adapté pour permettre le dialogue entre les ordinateur (comme MPI ou Open-MP).

Observations sol/espace

Jacques Crovisier — 2008-09-30T09:39:38Z

L'astronome observateur utilise soit des instruments au sol (télescopes, radiotélescopes), soit des engins spatiaux (observatoires en orbite, sondes spatiales). Derrière ces méthodes et ces techniques parfois fort différentes se cache une profonde complémentarité.

Grands et petits instruments au sol

L'astronome souhaite disposer de télescopes les plus grands possibles pour avoir une bonne sensibilité et une bonne résolution angulaire. Il s'en suit une course aux grands instruments, ou la mise en réseau de plusieurs instruments de taille moyenne. Les difficultés techniques et le coût de tels projets imposent des collaborations internationales. En voici des exemples :

Le VLT (Very Large Telescope) qui regroupe quatre télescopes optiques de 8 mètres de diamètre a été mis en service au Chili par l'Observatoire austral européen.

ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array), réseau d'une soixantaine de radiotélescopes de 12 mètres de diamètre, est en cours d'achèvement au Chili par un consortium international et a déjà donné ses premiers résultats.

Le projet E-ELT (European Extremely Large Telescope), actuellement en cours d'étude, sera un télescope avec un miroir de la classe des 40 mètres de diamètre.

Le projet EST (European Solar Telescope), un télescope de 4 mètres de diamètre dédié aux observations solaire, également en cours d'étude pour une installation aux Canaries.

Les instruments géants ne suppriment pas l'intérêt et la nécessité des instruments plus modestes. La compétition pour le temps d'observation sur ces grands instruments est telle que les travaux préparatoires ou de mise au point, les suivis systématiques et de nombreux autres programmes d'observations doivent se faire sur des télescopes plus petits, mais plus disponibles.

Observations et explorations spatiales

Les observations spatiales nous permettent de nous affranchir de l'atmosphère terrestre, véritable écran qui ne laisse passer que le rayonnement visible et une partie des ondes radio. Les observatoires spatiaux nous donnent accès aux autres domaines de longueur d'onde : la radio millimétrique, l'infrarouge, l'ultraviolet, les rayons X et gamma. Par exemple, l'eau est omniprésente dans l'Univers, mais son observation à partir du sol terrestre est très difficile en raison de l'humidité présente dans l'atmosphère. Cette molécule présente des raies spectrales dans les domaines infrarouge et submillimétriques. Plusieurs satellites se sont relayés pour les observer : ISO (Infrared Space Observatory ) 1995–1998), le satellite Odin (lancé en 2001), l'observatoire spatial Herschel (2009–2013).

Un autre atout des observations spatiales est la très grande stabilité des instruments et leur insensibilité aux contraintes terrestres telles que visibilité et météorologie. Ce qui en fait des outils idéaux pour des suivis temporels. Par exemple : le satellite CoRoT qui a permis l'analyse fine de la variabilité des étoiles — les observatoires solaires spatiaux SOHO et STEREO et leurs coronographes.

Toute autre est l'exploration du Système solaire par des sondes spatiales. Ici, c'est la proximité de l'objet à étudier qui est recherchée : imagerie, analyses in situ, expérimentations directes et retours d'échantillons. Des exemples sont :

les sondes Voyager à travers tout le Système solaire,

Cassini/Huygens vers Saturne et son satellite Titan,

Vénus-Express vers la planète éponyme,

la sonde Rosetta lancée en 2004, qui a rejoint la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko en 2014.

Observations au sol et observations spatiales sont deux approches parfaitement complémentaires. Complémentarité en longueur d'onde, comme nous l'avons vu, mais pas seulement.

Un exemple nous est fourni par l'exploration spatiale des comètes et des astéroïdes. Seuls quelques objets ont pu être explorés à ce jour, en raison de la complexité et du coût de telles missions. Mais l'étude de la diversité de ces objets nécessite une approche statistique, qui ne peut s'effectuer que par des observations systématiques d'un grand nombre d'objets par de grands programmes au sol.

De grandes campagnes d'observation au sol sont souvent organisées en soutien aux observations ou explorations spatiales : un exemple historique est celui de la campagne internationale d'observation de la comète de Halley, en complément aux missions Giotto et VEGA qui ont survolé la comète en mars 1986.

Théorie : Modèles exosphériques de vent solaire

2008-07-17T12:18:03Z

Les modèles exosphériques sont des modèles cinétiques sans collisions. Dans de tels modèles, le vent solaire est produit par les électrons, qui en raison de leur faible masse sont plus rapides que les ions du même milieu, et s'échappent du champ gravitationnel de Soleil plus facilement que les ions. Par conséquent, un champ électrique est créé de façon à préserver la neutralité électrique du plasma, et ce champ électrique va accélérer les ions créant ainsi le vent solaire. Pour accélérer le vent solaire jusqu'aux vitesses observées par les sondes spatiales (750 km/s pour le vent solaire rapide), les modèles exosphériques nécessitent beaucoup d'électrons supra-thermiques, autrement dit que le plasma ne soit pas à l'équilibre thermodynamique local, ce qui est le cas du vent solaire.

Après le premier modèle exosphérique de vent solaire rapide développé au LESIA, un nouveau modèle a été développé qui donne la solution transonique complète (Zouganelis et al., 2004). L'accélération du vent est plus importante par rapport aux modèles exosphériques précédents. Ceci résulte de la forme non monotone du potentiel des protons qui oblige certains protons à retourner vers le Soleil, à cause de la basse altitude de l'exobase dans le cas des trous coronaux d'où est issu le vent rapide. Le flux de protons s'échappant étant réduit, le potentiel électrique qui accélère le vent est renforcé. Il faut aussi noter que la vitesse terminale est anticorrélée avec le rapport de la température des protons sur celle des électrons à l'exobase. Cela montre que de grandes températures coronales (qui sont irréalistes) et un chauffage supplémentaire de la région externe de la couronne ne sont pas nécessaires pour expliquer les vitesses élevées du vent solaire rapide.

En collaboration avec l'Institut d'Aéronomie Spatiale de Belgique, le pôle plasma du LESIA travaille sur de nouveaux développement des modèles exosphériques prenant en compte, entre autre, l'anisotropie de température des protons observée dans la couronne, et un modèle de champ magnétique interplanétaire plus réaliste (la spirale de Parker, qui tient compte de l'effet de la rotation du Soleil).

Théorie : Gerbes cosmiques

Carine Briand — 2008-07-17T12:17:22Z

Près d'un siècle après la découverte des rayons cosmiques, leur origine et leur nature constitue encore un des problèmes majeurs de l'astrophysique. La majorité d'entre eux est détectée à très grande distance par leur rayonnement électromagnétique, mais ceux qui atteignent la Terre jouent un rôle privilégié puisqu'on peut les observer quasi-directement. En particulier, les grandes gerbes produites dans l'atmosphère sont étudiées avec des détecteurs de particules géants de type Auger, ainsi que via la fluorescence et le rayonnement Cerenkov dans le domaine optique. La radioastronomie constitue une technique complémentaire, mais jusqu'à très récemment, les difficultés à la fois théoriques et expérimentales ont empêché d'analyser le phénomène, au point qu'il n'y a pas d'accord sur le mécanisme basique de l'émission.

Afin de comprendre le mécanisme d'émission, nous avons entrepris une étude analytique basée sur un modèle simplifié (Meyer et al. 2008). L'indice de réfraction de l'air, qui est généralement négligé dans les simulations numériques, joue un rôle majeur, puisque les particules de la gerbe se déplacent à une vitesse proche de la vitesse de phase des ondes. Une conséquence importante est la variation du champ avec les conditions atmosphériques. Nous avons calculé le champ Coulombien amplifié par la contraction relativiste et modifié par l'indice, et montré qu'il contribue de manière importante au signal, avec une amplitude et un spectre correspondant aux valeurs mesurées. Il s'agit d'un résultat important puisque cette contribution est négligée dans les simulations, qui se concentrent sur la contribution synchrotron. Nous avons également calculé le spectre du champ Cerenkov, montré que les estimations basées sur les expressions classiques de l'énergie rayonnée ne sont pas applicables, et indiqué les conditions dans lesquelles la contribution Cerenkov est importante.

Côté instrumental, l'expérience CODALEMA a enregistré depuis mi-2007 des centaines d'événements validés qui ont permis d'établir des propriétés fondamentales de cette émission radio : i) proportionnalité de l'intensité radio avec l'énergie du primaire (Lautridou et al., NIM, 604, 13-19, 2008) ; ii) dépendance quasi-exponentielle de l'amplitude du champ électrique avec la distance à l'axe de la gerbe (Ardouin et al., NIM, 572, 481-482, 2007) ; iii) anisotropie dans les directions d'arrivée des gerbes qui produisent un signal radio (Ardouin et al., Astropart. Phys., 31, 192-200, 2009) ; iv) excentrement vers l'Est de la gerbe « radio » par rapport à la gerbe de particules (Lecacheux, et al., Proc. 31st ICRC, Lödz, 2009) (Bellétoile et al., submitted to Astropart. Phys., 2011). Grâce à un financement par la Région « Pays de la Loire », un ensemble de 60 dipôles croisés autonomes est en cours d'implantation à Nançay, afin de tester le déclenchement sur le signal radio lui-même sans recours aux détecteurs de particules.

Afin d'apporter une information sur la nature de la particule primaire, l'expérience CODALEMA est amenée à évoluer pour couvrir une surface (ou un volume) de détection beaucoup plus importante pour augmenter fortement l'accumulation d'événements. La détermination de la topologie la plus efficace est à l'étude, et inclut l'utilisation de capteurs radio en vol sur ballon captif (expérience GERBES3D au-dessus de Nançay, soutenue par la Division Ballons du CNES). L'étude des phénomènes transitoires en radioastronomie (contrepartie radio de sources γ, sursauts géants de pulsar…) est actuellement en plein développement. Les méthodes utilisées pour CODALEMA sont directement applicables ou adaptables à cette thématique. L'étude des phénomènes orageux dans la haute atmosphère (sylphes, elfes, TGF, …), leur couplage avec l'ionosphère et la magnétosphère terrestre et leur possible association avec les rayons cosmiques est une autre contribution « transversale » possible de l'instrument CODALEMA.

Théorie : Turbulence dans les plasmas naturels

2008-07-17T12:17:07Z

La turbulence et sa dissipation dans les plasmas spatiaux peu collisionels (comme le vent solaire) restent de grandes questions ouvertes, actuellement très étudiées. Un des mécanismes qui pourrait expliquer le « chauffage manquant » du vent solaire est lié au fait que la température observée ne décroît pas de manière strictement adiabatique mais avec un gradient moins important. Si la turbulence dans le vent solaire est assez bien décrite sur les échelles MHD, elle est en revanche beaucoup moins bien connue sur des échelles proches des échelles caractéristiques des ions et des électrons.


Spectres magnétiques superposés, mesurés par Cluster dans le vent solaire pour différents paramètres du plasma: L'énergie spectral en fonction de vecteur d'ondes perpendiculaire au champ magnétique ambiant suit une loi de Kolmogorov k^-5/3 dans le domaine MHD (kRi et k_Li, avec k_Ri = 1/Ri, Ri étant le rayon de Larmor des ions et Li étant l'échelle d'inertie des ions), puis on observe un changement d'allure sur les échelles ioniques et un autre spectre générale dans le domaine cinétique k^-8/3exp(-kRe) avec la fin de cascade sur les échelles électronique indiqué par la courbure du spectre sur ces échelles.

Les mesures de l'instrument STAFF sur CLUSTER ont révolutionné le domaine en permettant de mesurer à la fois les échelles ioniques du plasma (0.1-10 Hz, ces fréquences correspondent aux échelles spatiales 50-1000 km) et les échelles électroniques (200 m -5 km), comme le rayon de giration ρe autour du champ magnétique. Avec les mesures de STAFF-SA, on arrive pour la première fois à résoudre le spectre magnétique turbulent dans le vent solaire jusqu'à 400 Hz, c'est-à-dire jusqu'à 200 mètres. Sur ces petites échelles, Alexandrova et al., (PRL, 2009, AIP, 2010) ont obtenu une première indication du début du domaine dissipatif de la turbulence, caractérisé par un spectre exponentiel. Ce résultat crucial, obtenu sur 7 spectres, demandait à être confirmé par une étude statistique étendue.

Récemment, les mêmes auteurs ont étudié une centaine de spectres de fluctuations magnétiques mesurés par CLUSTER dans le vent solaire. Tous ces spectres peuvent être décrits par une loi générale, indépendamment de la nature du vent (lent ou rapide), et de ses propriétés macroscopiques (densité, température, champ magnétique). Alexandrova et al. (2012, soumis) montrent que la cascade électromagnétique dans le vent solaire se termine donc par une dissipation sur les électrons et que le niveau de la turbulence semble être déterminé par la pression thermique et l'anisotropie de température des protons dans le vent solaire. Ces derniers résultats indiquent que les instabilités d'anisotropie peuvent jouer un rôle d'injection ou de dissipation de l'énergie turbulente sur la cassure ionique. Cela est en accord avec les conclusions de Matteini et al. (2007). La cascade turbulente électromagnétique directe (des échelles MHD vers les petites échelles) se termine donc à l'échelle de giration des électrons autour du champ magnétique (ρe 1km).

Notons que des simulations électrostatiques de la turbulence mettent en évidence l'existence d'une cascade inverse, de la longueur de Debye vers des échelles plus grandes (qui se rapprochent des échelles électroniques) avec génération de structures cohérentes sous forme de solitons de Langmuir (Henri et al., EPL, 2011).