LESIA - Observatoire de Paris

Voyager 1 and 2 at the Termination Shock and Heliosheath : Similarities and Differences

2008-06-16T22:00:00Z

Voyager 2 (85.3 AU, S28° lat.) is in the inner heliosheath downstream of the solar wind termination shock, having crossed the shock at 83.7 AU several times during days 242-244 of 2007 under relatively quiet solar wind conditions. Large fluctuations in intensities of heliosheath ions, particularly those with energies below 0.2-0.3 MeV, measured throughout the past 185 days suggest that Voyager 2 remains near the shock.

This differs from the situation at Voyager 1, which was evidently left several AU behind the termination shock that moved rapidly sunward over the spacecraft at 94 AU in late 2004, and this difference may help us to separate injection and/or acceleration processes associated with the shock from those associated with the turbulent heliosheath. For example, energy spectra of low-energy heliosheath ions differ at the two spacecraft. The high intensities of these suprathermal heliosheath ions and their relatively hard energy spectra produce high ion partial pressures that dominate those associated with the thermal plasma and magnetic field, indicating that suprathermal ions play a major role in dynamical processes occurring at the termination shock and in the heliosheath.

Avalanche Photo Diodes of x = 0.3 MBE Hg:Cd:Te - Is the Holy Grail of IR astronomy finally within reach ?

2008-06-09T22:00:00Z

The talk will briefly review previous development by the University of Hawaii / Teledyne Imaging Systems (formerly Rockwell Scientific) of MBE Hg:CdTe NIR material used in the conventional charge integration mode and selected for the Hubble Space Telescope Wide Field Camera 3 and in all three Near Infrared instruments of the James Webb Space Telescope. It will then lay out the case for x = 0.3 Hg:Cd:Te providing the perfect APD in contrast to conventional materials such as Si or InGaAs. Three immediate applications :

1) Noiseless, large format photon counting arrays for astronomy in the visible and near infrared.

2) Intensity interferometry and spectroscopy in the infrared and visible.

3) Entangled photon quantum communications.

will be used to illustrate the broad range of applications of this technology to astronomy and beyond.

Keeping Ma'at, an astronomical approach to the orientation of the temples in ancient Egypt

2008-05-28T22:00:00Z

For various reasons, Archaeoastronomy has not been one of the favourite disciplines of the Egyptologists in the past. Probably because of that, important questions such as the orientation of Egyptian temples and the relevance of astronomy in this respect had never been afforded with the necessary seriousness and deepness. The Egyptian-Spanish Mission for the Archaeoastronomy of ancient Egypt has, among its various priorities, the solution of this problem. In order to achieve that, we have measured the orientation of some 330 temples in the Valley, the Delta, the Oases and the Sinai so far. The aim is to find a correct and almost definitive answer to the question of whether the ancient Egyptian sacred constructions were astronomically aligned or not. Our data seem to answer this question in the affirmative sense. Besides, they offer a very interesting new perspective in the field of landscape archaeology, a new discipline hardly worked in Egypt so far, in which terrestrial landscape, dominated by the Nile, and celestial landscape, dominated by the sun and the stars, would combine in order to permit the establishment of Ma'at, the Cosmic Order, on Earth.

L'observatoire virtuel héliosphèrique : un logiciel de plus pour rien ?

2008-04-07T22:00:00Z

Les observatoires virtuels dans le domaine solaire et héliosphère se sont développés comme des petit pains ces dernières années. Pas tellement en Europe, où l'argent manque, mais plutôt aux Etats-Unis. Ils ont reçu la dénomination affectueuse de "VxO" (remplacez le "x" par plus ou moins n'importe quel objectif de recherche : Solar, Heliospheric, Magnetospheric, Solar Terrestrial, etc.) Mais d'ailleurs... n'était-ce pas le but des observatoires virtuels de n'avoir q'un seul point d'accès à toutes les données des quatre coins du monde ? J'essayerai d'éclairer ce mystère virtuel, en n'oubliant pas de rappeler quels sont les buts centraux des OV et quelles sont leurs bases techniques. Ensuite, j'essaierai de vous montrer aussi ce que ces instruments, faits de lignes de code plutôt que de vis et de boulons, peuvent offrir de nouveau à la communauté, en plus d'un support logistique. Mais je n'en resterai pas là. Je reviendrai sur le fait que les OV ne sont pas encore universellement acceptés par leurs principaux clients, les scientifiques. Pourquoi donc ? J'essaierai de répondre en présentant un nouveau projet d'augmentation de l'OV solaire, qui, sans doute, remplacera la passerelle reliant ces nouvelles technologies aux desktops des scientifiques par un pont.

Sur la nature du champ magnétique de la couronne solaire

2008-03-17T23:00:00Z

Considérant que le champ magnétique de la couronne solaire domine le plasma coronal, l'hypothèse d'un champ magnétique sans-force (équilibre négligeant les forces de pression et de gravité) est pleinement justifiée. Ce modèle ne considère uniquement que les effets du champ magnétique et des courants électriques sur la nature des configurations magnétiques. Avant d'appliquer ce modèle a la couronne solaire, je m'attache, dans cet expose, a mettre en valeur les effets des courants sur une configuration magnétique et leurs implications pour les phénomènes observes dans la couronne. Dans un premier temps, je montre la nature et les variations de l'énergie magnétique et de l'hélicité magnétique pour une configuration dipolaire en fonction des courants. Dans un second temps, j'étudie la nature d'un point nul coronal suivant différentes hypothèses de champ magnétique. Ces études mettent en valeur l'intérêt de mesurer les courants électriques avec beaucoup de précision.

Analyse des populations électroniques dans la magnétosphère interne de Saturne à l'aide des données multi-instruments de la mission Cassini

2008-03-10T23:00:00Z

Depuis le 1er juillet 2004, la sonde Cassini-Huygens explore la magnétosphère de Saturne de manière détaillée, récoltant continuellement des mesures du champ magnétique, des ondes, et des populations de gaz neutre et de plasma à l'aide d'instruments très perfectionnés.

Je présenterai une analyse des populations électroniques dans la magnétosphère interne de Saturne à partir de l'intercalibration des données instrumentales des détecteurs d'électrons de basse énergie (CAssini Plasma Spectrometer, de 0.6eV à 26 keV) et de haute énergie (Magnetospheric IMaging Instrument, de 12keV à 1 MeV). Les populations électroniques étant essentiellement dominées par une composante "thermique" et une composante "suprathermique", les spectres composites en flux sont ajustés à l'aide d'un modèle de distribution kappa bimodal. Les profils radiaux des paramètres fluides (densité, température, pression, indice kappa) dérivés pour chacune des populations sont ensuite analysés, dans le but d'identifier les régions et frontières de la magnétosphère kronienne et de contraindre les schémas de circulation des électrons depuis leurs sources jusqu'à leurs puits.

Eruptions solaires en rayons X durs : caractéristiques spectrales des sites chromosphériques reliés par des arches coronales

2008-03-03T23:00:00Z

Utilisant les données RHESSI en X durs, nous avons examiné 53 éruptions solaires toutes possédant deux sites d'émission, aux pieds de boucles magnétiques. Au total, 172 pics d'émission ont été analysés. La différence des indices spectraux entre les deux pieds est typiquement de 0 à 0.6, très rarement au-delà. Les asymétries entre les pieds ne dépendent pas de manière significative de leur position héliographique, de leur position relative, ou de leur orientation par rapport à l'équateur solaire. Supposant un procédé symétrique d'accélération de particules, il est établi que les différences en flux et en indice spectral entre les pieds ne peuvent être exclusivement attribuées à une différence dans les densités coronales rencontrées par les électrons lors de leur propagation vers les pieds des arches coronales.

Evolution et comportement des étoiles B et Be à différentes métallicités : une approche des "first stars"

2008-01-28T23:00:00Z

Parmi les étoiles B, on distingue les étoiles Be caractérisées par des raies d'émission principalement de l'hydrogène. L'origine du phénomène Be est problématique : quelles sont les influences de la rotation, de la métallicité, et des pulsations sur l'apparition de ce phénomène ? Pour tenter de répondre à ces questions, nous avons entrepris une étude statistique sur de grands échantillons d'étoiles de type B et Be dans les Grand et Petit Nuages de Magellan (galaxies connues comme sous-métalliques) et dans la Voie Lactée. Les observations ont été réalisées avec le spectrographe multi-objets VLT-FLAMES ( 800 étoiles observées) et l'imageur ESO/WFI en mode spectroscopique sans fente ( 8 millions de spectres). Nous présenterons les résultats obtenus sur les vitesses de rotation linéaires, angulaires et à la ZAMS ainsi que leurs répercutions sur l'évolution stellaire et l'apparition des étoiles Be. Par ailleurs, nos résultats indiquent que les étoiles de premières générations, très pauvres en métaux, devaient se comporter comme des étoiles Be et atteindre la vitesse de rupture. De plus, il semble également que les progéniteurs des sursauts gamma longs soient des rotateurs très rapides à la manière des étoiles Be. Nous confronterons également au cours de cet exposé nos résultats aux modèles théoriques, notamment sur la présence d'étoiles pulsantes en milieux de faible métallicité, sur les vitesses de rotation et sur l'évolution stellaire. Enfin, nous introduirons la mission spatiale GAIA et indiquerons ce qu'elle apportera à la connaissance des étoiles à émission et étoiles chaudes.

Two applications of Galactic gravitational microlensing : probing the atmosphere of bulge stars and searching for extrasolar planets

2008-01-14T23:00:00Z

A Galactic microlensing event occurs when a foreground object (called the lens) crosses the line-of-sight of a background star (the source). Depending on the microlensing event properties, the method has proven to be a valuable tool (1) to probe the stellar atmosphere of source stars and (2) to search for extrasolar planets around microlenses. In the first application, the source-star targets are usually red giants in the Galactic bulge (6-8 kpc), for which we could derive precisely their limb-darkening coefficients, to be compared to model predictions. When combined to spectroscopic observations, one can even measure the variation of the equivalent-width of individual spectral lines across the star disk, hence probing different optical depths, as we achieved for the event OGLE-2002-BLG-069. The comparison of our measurements to stellar atmosphere models has triggered new ideas on how to compute limb-darkening coefficients, or alternative laws based on a principal component analysis of stellar atmosphere models. A second important application is the search for extrasolar planets around the lens. Galactic gravitational microlensing has proven to be a valuable tool to detect Jovian- to super-Earth-mass planets with orbital radii of a few AUs. It is, for now, the only method that opens a window onto this mass/orbit regime. Microlensing has already led to four published detections of extrasolar planets, one of them being OGLE-2005-BLG-390Lb, a planet of only 5.5 M_earth orbiting its M-dwarf host star at 2.6 AU. Very recent observations (March-October 2007) provided more planetary candidates, still under study, that will double the number of detections. For non-planetary microlensing events observed from 1995 to 2006 we compute detection efficiency diagrams, which can then be used to derive an estimate of the Galactic abundance of cool planets in the mass regime from Jupiters to sub-Neptunes. In both applications, since the signals involved are of very short duration (few hours), an intense and continuous monitoring is required. This is achieved by ground-based networks of telescopes (such as PLANET/RoboNET) following up targets, which are identified as microlensing events by single dedicated telescopes (OGLE and MOA).

I will start with a brief overview of the method, the teams involved and the current observational setup. Then I will present the main results we have obtained when it was possible to study the source star's amosphere, and their implications.

Secondly, I will review what could be achieve with microlensing in the search for extrasolar planets, present our recent discoveries and discuss the wider implications for extrasolar planetary research.

Ground-layer adaptive optics with Rayleigh laser guide stars

2008-01-07T23:00:00Z

Adaptive optics is one of the major astronomical techniques, but, so far, only in the infrared. However, partial correction ("seeing improvement") can bring significant gains in resolution and sensitivity even in the optical range. One such promising concept is the selective correction of low-altitude turbulence - Ground-Layer AO (GLAO). Extensive data on turbulence profiles accumulated in recent years at several sites world-wide show that GLAO will indeed bring a substantial gain for all observations except wide-field. The theory of partial correction developed to evaluate GLAO performance and various approaches to wave-front sensing will be briefly presented. A GLAO instrument SAM, now under construction at CTIO, will be described in some detail and compared to alternative GLAO systems developed elsewhere. Prospects of GLAO at existing and exotic (Dome C) sites will be outlined.