LESIA - Observatoire de Paris

Le LESIA est devenu le LIRA au 1er janvier 2025

2025-07-28T08:19:46Z

Le LIRA (Laboratoire d'instrumentation et de recherche en astrophysique) est l'un des trois départements scientifiques de l'Observatoire de Paris-PSL, grand établissement regroupant un quart des forces nationales dans le domaine de l'astronomie-astrophysique. Avec près de 300 membres, il constitue l'un des plus grands laboratoires de recherche en France dans ce domaine.

En plus de ses chercheurs et ingénieurs permanents, le LIRA rassemble environ 30 post-doctorants et 50 doctorants.

Les thématiques scientifiques dominantes du LIRA sont l'étude des systèmes « soleil-planètes » et « étoiles-exoplanètes », des atmosphères terrestres et (exo)planétaires, des galaxies résolues en étoiles et des populations stellaires, avec comme méthodologies dominantes le développement de l'instrumentation spatiale ainsi que sol, l'expérimentation de laboratoire et l'observation et l'analyse de données.

Le LIRA est issu de la fusion récente d'équipes du LESIA, du LERMA et du GEPI et a pour vocation la conception et la réalisation d'instrumentation scientifique spatiale et sol, ainsi que l'exploitation des observations qui en résultent.

https://lira.obspm.fr

L'instrument ELT - MICADO

Yann Clénet — 2023-02-02T13:22:41Z

L'instrument MICADO est l'imageur de première lumière de l'ELT (Extremely Large Telescope), le télescope géant de 39 mètres de diamètre en cours de construction au Chili. Avec une sensibilité équivalente à celle du JWST et une résolution angulaire six fois meilleure, MICADO poursuit de nombreux objectifs scientifiques, allant de l'extragalactique à la planétologie. MICADO travaillera à la limite de diffraction de l'ELT grâce à deux modes d'optique adaptative, dont un mode "SCAO" (optique adaptative classique sur étoile naturelle), développé au sein du consortium MICADO, sous responsabilité LESIA, et avec le concours de plusieurs laboratoires français.

Introduction

L'Observatoire Européen Austral (European Southern Observatory, ESO) s'apprête à relever l'un des plus grands défis instrumentaux jamais imaginés : la construction de l'Extremely Large Telescope (ELT), un télescope de 39 m de diamètre dont la mise en service est aujourd'hui prévue pour 2028. Ce télescope géant permettra des percées majeures dans des domaines clefs de l'astrophysique comme l'étude de la formation des premières galaxies ou la recherche de planètes extra-solaires dans la zone habitable de leur étoile hôte.


Vue d'artiste de l'Extremely Large Telescope: Crédits ESO

Le LESIA est responsable de la contribution française de l'imageur MICADO, qui sera le premier instrument de l'ELT. Avec plusieurs laboratoires français, le LESIA est ainsi chargé, d'une part du développement du système d'optique adaptative installé dès la première lumière de l'instrument et, d'autre part, du mode d'imagerie à haut contraste de MICADO.

Pour le LESIA, l'enjeu est double :

développer de la recherche instrumentale en optique adaptative (analyse de front d'onde et calculateur temps-réel) et en imagerie à haut contraste
obtenir un retour scientifique sur les thématique de recherche phares du laboratoire : les exoplanètes et disques de débris, la physique stellaire (e.g. les étoiles évoluées), les objets du système solaire, le Centre Galactique et plus généralement les noyaux de galaxies proches.

Les sections ci-dessous détaillent les objectifs scientifiques de MICADO, présentent l'instrument, la contribution française et du LESIA et les jalons du projet.

Objectifs scientifiques de MICADO

En sa qualité d'instrument de première lumière de l'ELT, MICADO abordera un grand nombre de sujets scientifiques qui couvrent des thèmes clés de l'astrophysique moderne. Exploitant ses excellentes sensibilité et résolution spatiale, les objectifs scientifiques principaux de MICADO portent sur les thèmes suivants :

L'évolution des galaxies via des observations de galaxies à grand décalage vers le rouge ainsi que des populations stellaires dans des galaxies locales

Simulations d'observations de galaxies lointaines par MICADO

Illustrations d'observations par MICADO de galaxies au-dessus et au-dessous de la séquence principale à z∼2, créées avec le simulateur d'observations MICADO SimCADO.

Crédit : Consortium MICADO

Le centre galactique et les trous noirs supermassifs dans les noyaux de galaxies

Le Centre Galactique : observations passées avec NACO (VLT) et futures avec MICADO (ELT)

À gauche : observation par NACO au VLT de la seconde d'angle centrale du centre galactique, montrant l'orbite de l'étoile S2 autour du trou noir supermassif. Au centre : simulation de ce qui pourrait être vu dans la même région avec MICADO. À droite : zoom sur la région la plus interne, où des étoiles sur des orbites encore plus étroites pourraient être observées.

Crédit : Consortium MICADO

Les trous noirs de masse intermédiaire dans les amas stellaires

À la recherche d'un trou noir massif au coeur de l'amas 47 Tucanae

À gauche : image de l'amas d'étoiles 47 Tucanae avec l'indication du champ de vue de MICADO. À droite, dispersion de vitesse des étoiles en fonction de la distance au centre de l'amas, montrant que les mesures actuelles sont limitées par la densité d'étoiles croissante vers ce centre. MICADO obtiendra des mesures bien meilleures au centre et permettra d'y révéler la présence ou pas d'un trou noir massif.

Crédit : Consortium MICADO

La caractérisation des exoplanètes et des disques circumstellaires à de petites échelles angulaires

Le système HR 8799 : observations passées avec SPHERE (VLT) et observations simulées avec MICADO (ELT)

À gauche, image obtenue avec SPHERE en 2h d'observations du système HR 8799, avec ses quatre planètes connues. Au centre, simulation d'observation MICADO du même système révélant les deux planètes internes en 30 s d'observations. À droite, démonstration des capacités de détection par MICADO d'exoplanètes artificiellement rajoutées.

Crédit : Zurlo+16 & MICADO consortium

Le Système solaire

Le satellite Titan de Saturne : observation passée avec la sonde Cassini et observation simulée avec MICADO

À gauche, image composite de Titan obtenue par l'instrument VIMS de la sonde Cassini. À droite, simulation d'observations par MICADO en bande K.

Crédit : Consortium MICADO

Présentation de l'instrument

L'instrument MICADO sur la plateforme Nasmyth de l'ELT

À gauche, vue d'ensemble de l'ELT avec ses instruments de première lumière (MICADO, MORFEO, HARMONI, METIS) sur une des deux plateformes Nasmyth. À droite, vue rapprochée sur les instruments et plus particulièrement MICADO, encerclé en rouge.

Crédit : ESO/consortium MICADO

L'imageur MICADO est développé par un consortium de partenaires en Allemagne, France, Autriche, Pays-Bas, Italie et Finlande, en collaboration avec l'ESO, pour un total d'environ 600 équivalents temps-plein (100 pour la contribution française) et un coût d'environ 25 millions d'euros (dont 3 pour la contribution française). Le consortium est dirigé par le Max Planck Institut for Extraterrestrial Physics (MPE) et le PI de l'instrument est Ric Davies.

Travaillant dans le proche infrarouge (0,8-2,4 μm) à la limite de diffraction de l'ELT, MICADO proposera quatre modes d'observation :

imagerie standard : avec des échelles de pixel de 1,5 et 4 millisecondes d'angle (mas), le champ de vue correspondant sera de 19 et 51 secondes d'angle carrées. Plus de 30 filtres large bande et bande étroite seront disponibles ;

imagerie astrométrique : ce mode est dimensionnant pour la conception de MICADO, avec par exemple une implémentation invariante par gravité, une conception optique à miroirs fixes, un étalonnage et un pipeline de données dédié à l'astrométrie ;

imagerie à haut contraste : ce mode utilisera le détecteur central et une configuration classique de coronographes en plan focal avec masque de Lyot, un masque de phase en plan pupille de type vAPP (vector apodizing phase plate) et du masquage de pupille ;

spectroscopie longue fente : elle permettra de couvrir simultanément une large gamme de longueurs d'onde (J : 1,16-1,35 μm, HK : 1,49-2,45 μm ou IzJ : 0,82-1,55 μm) à une résolution de 20000 sur des sources faibles compactes ou non résolues. Trois fentes seront disponibles : 3′′×16 mas (IzJ), 15′′×20 mas (J & HK), 3′′×48 mas (IzJ & HK).

MICADO dans ses configurations successives à l'ELT

À gauche, MICADO dans sa configuration "stand-alone", prévalant à la première lumière. À droite, MICADO couplé à MORFEO.

Crédit : MICADO et MORFEO consortium

Pour obtenir des images à la limite de diffraction du télescope, MICADO bénéficiera d'une correction d'optique adaptative de deux types :

une correction de type SCAO (single conjugate adaptive optics), disponible dès la première lumière et développée au sein de MICADO. Il s'agit de l'optique adaptative classique sur étoile naturelle, utilisant les miroirs déformables de l'ELT
une correction de type MCAO (multi conjugate adaptive optics), développée par le consortium MORFEO et disponible quelques années après la première lumière de MICADO. Il s'agit d'une correction grand champ, sur étoiles naturelles et lasers, utilisant les miroirs déformables de l'ELT et des miroirs déformables additionnels installés dans le module d'OA.

La contribution française et du LESIA à l'instrument

La France est un contributeur majeur à MICADO. Elle est présente au sein du projet au niveau co-I. Placée sous responsabilité LESIA, la contribution française fait intervenir aussi le GEPI, UTINAM, la Division Technique de l'INSU, le LMA et le LCF. Elle fait aussi intervenir la structure nationale EFISOFT de l'INSU.

La contribution française porte sur le développement :

du module SCAO de l'instrument ;

du mode haut contraste de l'instrument.

Le module SCAO de MICADO

Les principales spécifications qui guident la conception du module d'optique adaptative de type SCAO de MICADO sont les suivantes :

réaliser l'analyse de front d'onde dans le visible, entre 0,589 μm et 0,96 μm, sur des sources de magnitude allant de 7 à 16 en bande V (avec comme but de V=-1.46 à V=17) ;

atteindre une performance sur axe de 60% de rapport de Strehl à 2,2 μm dans des conditions atmosphériques médianes à 30° du zénith ;

permettre l'observation d'objets non sidéraux avec une vitesse différentielle entre un tel objet et la source de référence pouvant aller jusqu'à 100 arcsec/h (but : 200 arcsec/h) ;

être capable de fermer la boucle d'optique adaptative sur des objets de diamètre jusqu'à 1 arcsec.

La structure "Green Doughnut" du module SCAO de MICADO

À gauche : vue de la structure Green Doughnut du module SCAO avec le banc optique, ses trois pieds, ses baffles extérieurs et son couvercle en trois parties. À droite, vue de dessous de la structure Green Doughnut du module SCAO avec la lame dichroïque SCAO, son support et ses rails de guidage.

Crédit : Consortium MICADO

L'opto-mécanique du module SCAO de MICADO est située dans un sous-ensemble nommé "Green Doughnut" ou "NGS module", placé juste au-dessus du cryostat de MICADO auquel il est fixé. Il tourne donc solidairement avec lui. Le module SCAO occupe la partie supérieure du Green Doughnut, avec une enveloppe allouée d'environ 2,8 m de diamètre sur une hauteur de 350 mm et une masse allouée de 700 kg. La partie inférieure du Green Doughnut est occupée par les trois analyseurs doubles sur étoile naturelle de MORFEO.

L'analyseur de surface d'onde et l'unité de calibration de la SCAO de MICADO

L'analyseur de surface d'onde et l'unité de calibration de la SCAO, en configuration de validation des performances de la SCAO (à gauche) et en configuration déployée au télescope (à droite). Le faisceau optique bleu est celui de l'analyseur de surface d'onde tandis que le faisceau magenta est celui de l'unité de calibration.

Crédit : Consortium MICADO

Le module SCAO se compose des sous-systèmes opto-mécaniques suivants :

l'analyseur de surface d'onde, basé sur un analyseur de type pyramide et lui-même décomposé en plusieurs sous-ensembles qui permettent d'assurer son bon fonctionnement : un sélecteur de champ, un correcteur d'aberrations non communes, un système de modulation, un compensateur de rotation de pupille, etc.

l'unité de calibration de la SCAO, avec une configuration pour la phase d'intégration et de tests permettant de valider les performances de la SCAO et une configuration déployée, au final, sur l'instrument permettant de réaliser les étalonnages indispensables à la SCAO ;

la lame dichroïque SCAO partageant le flux reçu du télescope entre la voie d'analyse et la voie scientifique ;

la structure Green Doughnut rassemblant les composants mécaniques supportant ces trois précédents sous-systèmes.

La conception de la SCAO de MICADO comprend aussi :

l'ensemble du logiciel de contrôle commande pilotant les éléments de la SCAO, basé sur l'architecture développée par l'ESO et mis en oeuvre au sein de la structure nationale EFISOFT pour les contributions françaises aux instruments ELT ;

le calculateur temps-réel permettant de calculer les commandes envoyées aux miroirs correcteurs situés dans le télescope. Celui-ci sera basé sur la plateforme COSMIC, développée au LESIA en collaboration avec l'Australian National University et s'appuyant sur des accélérateurs matériels (carte GPU) et le calcul haute performance ;

l'électronique de contrôle.

Performances sur axe et hors axe de la SCAO de MICADO

À gauche, performance sur axe de la boucle SCAO en bande K vs. la magnitude de la source de référence, calculée pour plusieurs conditions de turbulence. À droite, performance de la boucle SCAO en bande K vs. la distance à la source de référence, calculée pour plusieurs conditions de turbulence.

Crédit : Consortium MICADO

Enfin, outre les études de conception proprement-dites de la SCAO, son développement inclut :

de la R&D en optique adaptative liée aux problématiques ELT ou à l'analyse de front d'onde pyramide (ex : analyse de front d'onde et commande en optique adaptative pour la pupille fragmentée de l'ELT, gestion de la prise au vent et des vibrations pour la commande de la SCAO de MICADO) ;

de nombreux prototypages : pilotage de module Beckhoff, analyse de front d'onde pyramide, miroir en toit, sélecteur de champ ;

des simulations numériques de performances de la SCAO.

Le mode haut contraste de MICADO

Les principales spécifications guidant la conception du mode haut contraste de MICADO sont les suivantes :

après un post-traitement approprié, les coronographes doivent atteindre les contrastes suivants : 1/10000 à une séparation de 100 mas, 1/100000 à une séparation de 500 mas ;

les coronographes en plan focal doivent avoir une atténuation du pic central en bande K plus grande que 30.

Images obtenues avec les coronographes de MICADO

À gauche, images obtenues en 30 s de pose avec les trois coronographes en plan focal à travers les filtres étroits en bandes J, H et K pour un seeing de 0,7". À droite, image obtenue en 30 s de pose avec le coronographe vAPP en bande K avec un seeing de 0,7".

Crédit : Consortium MICADO

Trois modes d'observation à haut contraste sont prévus :

coronographe en plan focal : trois masques focaux sont prévus pour optimiser la détection des planètes et l'observation de disques à différentes distances de l'étoile et pour différentes conditions d'observation (cibles faibles, effets de dispersion atmosphérique, longueurs d'onde). Ces masques seront associés à un diaphragme de Lyot (deux autres diaphragmes combinés à une densité neutre seront utilisés pour étalonner la mesure photométrique du signal de la planète ou du disque) ;

masque pupillaire d'apodisation de phase qui permet la détection des planètes à faible distance de l'étoile. Un composant vAPP, conçu par l'Université de Leiden, sera intégré à MICADO. Ce mode est moins sensible à l'erreur résiduelle de tip-tilt du système d'optique adaptative et est complémentaire des coronographes en plan focal ;

imagerie d'ouverture non redondante : il est prévu deux masques d'amplitude en plan pupille parsemés de trous. Ils utilisent la technique de masquage non redondant pour permettre une détection à la limite de diffraction voire en dessous. Ces masques auront un nombre et une configuration de trous différents, permettant ainsi d'adapter le masque suivant la cible et le type d'objet observé (cible faible, recherche de compagnon ou détection de disque, bande spectrale).

Simulations d'erreur de centrage avec le coronographe de MICADO pour valider l'algorithme STARLOC

Images coronographiques obtenues à 2,145 μm avec l'un des coronographes en plan focal avec, de gauche à droite, des erreurs de centrage croissant de 0 à 6 mas. Le cercle bleu figure la limite du masque coronographique (50 mas de rayon), les cercles verts externes figurent la couronne utilisée par STARLOC pour analyser le flux et estimer le décentrement de l'image, les rectangles I1, I2, I3, I4 sont les zones utilisées pour calculer les différences d'intensité horizontalement (I2-I1) et verticalement (I3-I4).

Crédit : Consortium MICADO

Outre la conception des masques proprement-dite, le développement du mode haut contraste de MICADO comprend aussi :

des simulations numériques de performances de chacun des modes d'observations haut contraste, en incluant de nombreux effets tels que les résidus de turbulence après l'optique adaptative en fonction des conditions atmosphériques, les aberrations statiques, la largeur spectrale des filtres, l'angle zénithal, les segments manquants du télescope, la magnitude de l'étoile (déterminant le bruit de photon), bruit de détecteur, émission thermique du télescope et du fond de ciel etc.

le développement d'un algorithme d'estimation des erreurs de centrage de l'étoile centrale pour les coronographes de Lyot (STARLOC).

Principaux jalons du projet

Les principaux jalons du projet sont les suivants :

phase A : 2008-2010
signature du contrat avec l'ESO : septembre 2015
revue de conception préliminaire : novembre 2018 (validée officiellement en janvier 2020)
revues de conception finale : avril 2021 à juillet 2024
recette préliminaire en Europe (preliminary acceptance Europe) : fin 2028
commissioning de la configuration standalone (i.e. sans MORFEO) : fin 2028 à mi 2029

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

Hommage à Ludwik Celnikier

Philippe Zarka — 2022-05-17T09:50:42Z

Ludwik Celnikier 1940-2022

Ludwik Celnikier nous a quittés le samedi 14 mai 2022. Il avait eu 82 ans le dimanche précédent.

Après des études à l'Imperial College de Londres, il a commencé sa carrière de chercheur dans le domaine de la physique nucléaire au CERN. Là, il a rencontré Evry Schatzman qui l'a attiré vers l'astrophysique. Fin 1972, Ludwik est ainsi arrivé à l'Observatoire de (Paris à) Meudon. Grand physicien, sa culture scientifique embrassait une immense part de la physique, pour laquelle l'astrophysique était un domaine d'application (presqu'un terrain de jeux) idéal. Esprit libre se tenant à l'écart de toute mode ou convention, il a abordé des sujets de recherche très variés, de la scintillation et la diffusion aux fluctuations de densité et à la turbulence dans le plasma du vent solaire, en passant par la détection de la turbulence en ciel clair, un modèle de sursauts X, ou les jets relativistes. Certains de ces travaux ont joué un rôle fondateur dans leur domaine.

Mais Ludwik était avant tout un formidable pédagogue. Sachant mieux que personne restituer la physique des phénomènes astrophysiques à l'aide de mathématiques simples, il a formé quantité d'étudiants du DEUG au DEA (traduction pour les jeunes : du L2 au M2), ainsi qu'en école d'ingénieurs. Nombre d'entre eux sont devenus chercheurs. Car, plus encore que son excellence à faire comprendre la physique, c'est sa capacité à la faire aimer qui faisait de lui un enseignant exceptionnel. Il se donnait sans compter pour ses étudiants (un cours d'une heure en durait bien trois dans son référentiel), et ceux-ci conservent en retour la reconnaissance d'avoir été parmi ses élèves pendant quelques années. Ils ne l'oublieront pas de sitôt.

Outre les innombrables “polycopiés” de cours – émaillés de citations et dessins humoristiques – qu'il a rédigés et distribués à ses étudiants de tous niveaux, Ludwik a publié une quinzaine d'articles dans des revues internationales de physique pédagogique (de pédagogie physique ?), et contribué à diverses encyclopédies (l'Astronomie Flammarion, notamment). On (re)lira avec délices ses “Variations sur le néant” (Bulletin de la Société Française de Physique, 1991), où Ludwik brossait sur la base d'équations simples un tableau de toute la cosmologie du moment.

Entre 1986 et 2006, il a publié quatre monographies. Dans ses deux “Basics of…”, à destination des étudiants et chercheurs, il détaille avec une grande originalité et sa pédagogie habituelle la physique de toutes les structures cosmiques, et celle du vol spatial. Ses deux autres ouvrages, “Histoire de l'astronomie occidentale” et “Histoire de l'astrophysique nucléaire”, sont des références témoignant de l'immense culture de Ludwik, dans laquelle il enracinait son approche de la physique. Dans la préface de l'Histoire de l'astronomie occidentale, Jean-Claude Pecker écrit ainsi : « … si l'auteur est, par profession, un astronome, sa culture est si vaste et diverse que le ciel, l'Univers plutôt, est aussi pour lui l'occasion de se montrer, en effet… universel ».

Doté d'un verbe impeccable en anglais comme en français, et de beaucoup d'humour, Ludwik savait passionner son auditoire, à l'écrit comme à l'oral. Ses livres et articles associent le plaisir de la langue à la profondeur des idées. Avec le “Basics of Cosmic Structures”, il réussit le tour de force d'écrire un ouvrage de 400 pages, incroyablement clair … sans une seule figure ni schéma !

A la même époque, œuvrant infatigablement pour la transmission et le brassage des idées en physique, il organise ou co-organise plusieurs colloques internationaux dans des domaines allant des sciences planétaires à la cosmologie, en France et au Vietnam, et édite leurs actes.

En parallèle, Ludwik s'investit aussi dans la transmission au grand public. Dans les années 1980, il organise ou co-organise des écoles d'été pour enseignants du secondaire. Au milieu des années 1990, invité au Festival d'Astronomie de Haute-Maurienne pour une conférence d'une heure, il parle pendant 5 heures sur 2 jours, devant un public qui en redemande. Ludwik lui en redonnera en devenant pendant près de 20 ans un pilier du Festival, donnant cours, conférences et contribuant à son organisation.

Là aussi, il a laissé sa marque durable, mélange de rigueur scientifique, de culture, de clarté, de passion, de non-conformisme, d'ironie souriante, parfois moqueuse, mais toujours empreinte de gentillesse, suscitant au final de solides amitiés. S'il était réservé sur le plan personnel, ses collègues chercheurs ou enseignants, ses étudiants ou élèves, tous ceux avec qui il a interagi pour organiser écoles, colloques ou festival, peuvent témoigner que les interactions avec lui étaient tout sauf moroses.

Bref, Ludwik Celnikier aura été un sacré personnage pour les uns, un type formidable pour les autres, un esprit libre en tous cas. Il fait partie de ces personnes dont on aime à savoir qu'elles existent, même si on ne les croise que rarement. Il est parti à l'improviste. Il va énormément nous manquer. Et nous pensons bien sûr à son épouse Laurence.

Ludwik a été inhumé le 19 mai 2022 au cimetière de Trivaux à Meudon.

Philippe Zarka, avec les contributions de Jean Tran Than Van, Arturo Ortega-Molina, Jean-Louis Masnou, Bernard Leroy, Pierre Léna, Catherine Lacombe, Marie-Pierre Issartel, Pierre Huart, Christian Gouiffes, Eric Gérard, Sidonie Foadey, Yves Delaye, Patrick Canu, Jean-Louis Bougeret, Jean Aboudarham

Témoignages

Ludwik etait une personnalité marquante qui a beaucoup compté pour la discipline, en particulier les jeunes.

Louis Fayard

—

J'ai suivi mes premiers cours d'astronomie dans le C4 (certificat de maîtrise à l'époque) que Ludwik animait à Paris 6 dans les années 75. Oui, c'était un formidable pédagogue, et il savait développer l'intuition des étudiants en physique en enseignant à partir d'exemples et d'exercices - une méthode très différente de ce que j'avais expérimenté auparavant dans les cursus français. J'ai eu le plaisir ensuite de participer à plusieurs des actions qu'il organisait pour les professeurs du secondaire, et là aussi j'ai beaucoup appris. Je m'associe pleinement à cet hommage, en y a ajoutant mes remerciements pour tout ce qu'il m'a apporté.

Françoise Genova

—

Je me rappelle vraiment de quelqu'un d'éminemment sympathique avec ses étudiants, avec le soucis d'encourager. Comme l'évoque très bien le texte de l'hommage, ses cours étaient vraiment vivants, remplis d'humour (pas un chapitre sans petit dessin humoristique !), la physique et l'astrophysique s'agençaient naturellement, tout semblait presque simple. Triste d'apprendre sa disparition.

Bernard Debray (Institut UTINAM, Besançon)

—

J'ai suivi les enseignements du C4 d'Astrophysique de l'UPMC au debut des annees 1980. Ludwig Celnikier en assurait l'integralite : cours, TDs et TPs. Il etait un enseignant exceptionnel, privilegiant l'approche physique a l'anglo-saxone, ce qui rendait son cours tres different des autres cours de la Maitrise de Physique et aussi tres attrayant. Lors des TPs en soiree, nous allions regulierement faire une pause a un cafe, proche de Jussieu (L'Ecureuil) ce qui etait un moment tres convivial et agreable. J'ai conserve ses cours et m'en suis servi plusieurs fois pour preparer des cours. Il a publie le contenu de ces cours dans au moins un ouvrage. Il a ete un veritable modele pour des generations d'enseignant-chercheurs qui ont suivi.

Richard Monier (PR Sorbonne Universite)

—

Je fais partie de ceux auxquels Ludwik a donné le goût de l'astrophysique. J'avais pris le module Astro en maitrise pendant l'hiver 1982, sans me destiner particulièrement à cette discipline. Le professeur titulaire était Jean Rosch, ancien directeur du pic du Midi en fin de carrière. Son cours consistait à décrire par le menu toutes les aberrations des télescopes optiques, et m'aurait certainement dégoûté de l'astro à tout jamais, sans les "TD" de Ludwik, qui nous parlait de la structure interne des étoiles, des naines blanches, ... et m'a fait comprendre toute la richesse et la variété de ce domaine. C'est vraiment grâce à lui que je me suis inscrit au DEA d'Astro et que j'ai continué ensuite.

Jean Ballet

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Sans avoir eu de collaboration scientifique réelle avec lui, je connaissais Ludwik comme quelqu'un de souriant avec qui il était fort agréable de discuter de tout sujet, scientifique ou non. Je souhaite adresser toute ma sympathie à ses proches.

Nicole Cornilleau-Wehrlin

—

Ses cours m'ont passionné, j'ai suivi ses écoles d'astronomie d'été à Tarbes et à Marvejols avec un plaisir renouvelé chaque jour. C'était un alliage rare de science, de pédagogie et d'humour.

Gaston Durant

—

Ludwik était mon professeur en DEUG à Paris 6 et il m'a inspiré profondément pour me diriger vers l'astronomie. C'était un professeur admirable qui savait transmettre sa passion pour l'astronomie. Par la suite, j'ai eu le plaisir d'échanger avec lui à Meudon et je suis désolée d'apprendre que je ne le verrai plus.

Athéna Coustenis

—

Depuis l'époque où nous occupions des bureaux face-à-face à Meudon, il y a plus de 45 ans (!), Ludwik est longtemps resté un proche ami, nous avons partagé de nombreuses aventures et mené de profondes discussions. C'était une personne intègre, comme on n'en rencontre pas souvent...

Sylvie Vauclair

—

Pour rendre hommage à Ludwik, je souhaite évoquer le souvenir de notre première rencontre. Cela remonte à l'été 1972. Nous participions tous les deux à un colloque sur le thème de l'équation d'état en astrophysique organisé par Evry Schatzman à Boulder. A la suite de ce colloque, nous sommes partis ensemble à travers le Colorado, l'Arizona et l'Utah. Ce furent quelques jours de partage et d'amitié qui m'ont permis d'apprécier les qualités humaines de Ludwik et son sens de l'humour.

Gérard Vauclair

—

Je n'oublierai pas Mr Celnikier qui nous avait tous séduit par sa pédagogie, son charme, son inimitable accent, lors de ce stage d'été qui nous avait tous rendus plus savants, je lui rend hommage.

Hommage à Ludwik Celnikier qui nous avait tous rendu un peu plus savants lors de ces journées en Maurienne et dont nous garderons toujours la mémoire et le sens de l'humour. Notre sympathie pour sa famille.

Suzanne Maillot

—

J'ai travaillé avec Ludwik à la fin des années 80, sur la mission "Comet Rendezvous Asteroid Flyby" (CRAF), que la NASA a ensuite abandonnée pour raisons budgétaires. Ludwik est resté longtemps un ami proche et m'a beaucoup appris, dans des domaines aussi variés que les subtilités de la langue anglaise, les textes d'Ambrose Bierce, Karel Capek, Mikhail Boulgakov, Omar Khayyam et beaucoup d'autres, le domptage de la ménagerie LATEX à ses débuts, et surtout l'art de rester libre face aux conventions et aux pressions institutionnelles et administratives, en mélangeant en permanence le rire et le sérieux. Nous avons perdu une personnalité rare et un ami précieux, mais nous n'oublierons pas son rire.

Nicole Meyer-Vernet

—

Outre ses qualités humaines, toujours jovial et son esprit ouvert et compréhensible, je me souviens des années Atari, son petit calculateur avec clavier et écran vert (a l'époque), Ludwik était ravi de programmer ses idées en BASIC ! Un peu comme un bon compositeur de musique, mais je ne sais pas si ses programmes (1985- 2000) sont toujours accessibles !

Amaury de Kertanguy

—

Je suis très triste d'apprendre si tard sa disparition. Ludwik était mon professeur d'option d'astronomie en DEUG 2ème année à Paris VI, en 1978 lorsque j'étais sur les banc de l'école avec Jean Aboudarham. Il fut ensuite en Maitrise de Physique notre professeur d'Astrophysique à Jean et Philippe Zarka. Je me souviens de Ludwik comme un enseignant non-conventionnel qui nous a fait aimer la physique et l'astrophysique. Ses cours étaient toujours emprunt d'humour, d'explications simples et lumineuses. Je me souviens aussi d'un de ses partiels : il y avait une page avec 3 sujets qui se résumaient chacun à une question ; il nous a dit vous pouvez avoir accès à tous les documents que vous voulez, le temps est illimité... Ludwik en fait nous formait déjà à la Recherche. Son but n'était pas de nous évaluer, de vérifier l'exactitude de ce que l'on faisait mais de nous permettre d'avoir une démarche scientifique. Ludwik est resté inoubliable, de tous mes professeurs d'université c'est le seul qui a compté pour moi.

Thierry Appourchaux

En bas de page, on trouvera dans les "Documents à télécharger" 3 articles en français publiés entre 1991 et 1997 dans le Bulletin de la Société Française de Physique.

On y trouvera aussi les versions numérisées des polycopiés de cours de Ludwik, datant des annnées 1970 à 1980. Ces polys rassemblent des notions développées par la suite dans ses ouvrages (cf. portfolio). La physique exposée reste en bonne partie d'actualité, mais les connaissances ont évidemment - et heureusement - beaucoup progressé, et certains résultats, théories, exemples sont obsolètes. Le style de l'auteur est caractéristique, mettant en avant les raisonnements physiques, les formules pouvant parfois (rarement) comporter des inexactitudes. L'intérêt de ces polys est donc avant tout historique, pédagogique, patrimonial... et ils restent très plaisants à parcourir, vivants, amusants, passionnants même. Ils sont mis à disposition grâce à la gentillesse de Patrick Canu, qui a proposé de les numériser. Ils sont fournis "bruts de scan", donc avec une qualité de numérisation variable selon les documents (contraste, cadrage...). S'il se trouve des volontaires pour post-traiteer ces fichiers, en améliorer la qualité, en réduire le volume, etc., nous remplacerons avec plaisir les versions actuellement en ligne.

Livraison du nanosatellite PICSAT

2017-12-13T06:00:00Z

Lundi 11 décembre 2017 au matin, le nanosatellite PicSat a été livré à ISLaunch aux Pays-Bas. L'intégration du nanosatellite a été achevée la semaine dernière, après de nombreuses heures de travail acharné et de tests effectués par l'équipe PicSat, avec le soutien du personnel technique du LESIA.


PicSat après intégration, le 8 décembre 2017: Photo Maarten Roos - Observatoire de Paris/LESIA

Le projet PicSat a commencé il y a trois ans. Le but est de construire un nanosatellite capable d'observer l'étoile beta-Pictoris de manière continue et depuis une orbite basse. L'objectif scientifique du projet est d'observer le transit prévu de la planète beta-Pictoris b, de sa sphère de Hill et/ou de possibles exo-comètes.

PicSat est un cubesat construit avec trois unités cubiques. La charge utile consiste en un télescope de 5 cm qui envoie la lumière dans une minuscule fibre montée sur un actionneur piézo-électrique dans le plan focal. La fibre guide la lumière jusqu'à une photodiode sensible. L'objectif technique de PicSat sera de démontrer une précision de pointage très élevée à partir d'une plateforme spatiale de type cubesat.

Avec le satellite maintenant livré, l'équipe PicSat se prépare pour le lancement à bord d'un lanceur indien. La date exacte du lancement, prévu dans les quelques semaines à venir, reste à confirmer.

Un nouveau site web PicSat est désormais en ligne : picsat.obspm.fr. Sur ce site, tout le monde pourra s'abonner à PicSat dès que le nanosatellite sera dans l'espace. Toute personne disposant d'une capacité de réception radio-amateur sera en mesure de récupérer les signaux-balises PicSat et de les fournir à la base de données PicSat en utilisant le site web.

PicSat tweete aussi régulièrement sur @IamPicSat.
Restez à l'écoute de PicSat !

PicSat a reçu les soutiens :

du Conseil Européen de la Recherche (European Research Council, ERC), au travers du programme de recherche et d'innovation Horizon 2020 de l'Union Européenne (Lithium proposal 639248),
du CNRS (Centre National de la Recherche Scientifique),
du Laboratoire d'Excellence ESEP (Exploration Spatiale des Environnements Planétaires),
de l'Université Paris Sciences et Lettres,
de la Fondation MERAC (Mobilizing European Research in Astrophysics and Cosmology),
du CNES (Centre National d'Études Spatiales,
du C²ERES (Campus et Centre de Recherche pour l'Exploration Spatiale),
et enfin du LESIA (Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique) de l'Observatoire de Paris.

Pour en savoir plus

Site web du projet PICSAT
PICSAT sur le site du LESIA
"L'IARU valide le plan de fréquences pour le projet PicSat" - communiqué de janvier 2017.
"Le lancement de PICSAT approche !" - communiqué de septembre 2017.

Contact LESIA

Vincent LAPEYRÈRE - 01 45 07 79 40

Sylvestre LACOUR - 01 45 07 78 60

Les moyens d'essais

Jérôme Parisot — 2015-07-16T09:44:48Z

Les moyens d'essais proposés aux projets du LESIA, et par extension dans le cadre du GIS PARADISE de l'INSU, sont les suivants.

SimEnOm
Enceinte vide/thermique de simulation spatiale, de 1m³, plage de T° : 80K-370K (refroidissement à l'azote liquide).
La cuve SimEnOm


SimEnOm

OBAMA
Enceinte vide/thermique pour étalonnage de détecteurs IR, plage de T° : 60K-330K (refroidissement avec cryogénérateur)
L'installation de tests OBAMA


OBAMA

YACADIR€
Enceinte vide/thermique pour étalonnage de détecteurs IR, plage de T° : 40K-330K (refroidissement avec cryogénérateur)
L'installation de tests YACADIR€


YACADIR€

BAKEOUT
Enceinte vide/thermique pour les étuvages sous vide, plage de T° : 21°C-160°C (avec mesure du taux de dégazage à l'aide d'une microbalance TQCM)
L'installation de tests BAKEOUT


Etuve sous vide BAKEOUT

Enceinte 10K
Enceinte vide/thermique pour qualification de composants optiques, plage de T° : 10K-330K (refroidissement avec cryogénérateur à 2 étages)


Enceinte 10K

Une enceinte climatique à pression ambiante, en salle climatisée, avec hotte mobile à flux laminaire ISO-7
(plages de T° : -70 / +180 °C)
Modèle CLIMATS EXCAL 2221-TA, 206 litres (à convection forcée), programmable et contrôle à distance


Climatique CLIMATS EXCAL 2221-TA programmable

Une enceinte à refroidissement/réchauffage Peletier pour tests électroniques
(en cours de rénovation)

Un spectromètre infrarouge à TF
Modèle AGILENT 660
Spectral range (cm-1) : Mid IR : 9,000–375
Wavenumber accuracy : 0.005 cm-1 at 2200 cm-1
Wavenumber precision : 0.003 cm-1
Spectral resolution (cm-1) : Better than 0.06
Interferometer type 38 mm dynamically aligned, 60°mechanical bearing Michelson


Spectromètre infrarouge à TF

Une loupe trinoculaire PERFEX ZOOM PRO 10.26
Grossissement 8X à 200X.
CAM. JENOPTIK ARKTUR 8.3MP
Ecran UHD 27'' (16:9) 4K
Comparateur de hauteur intégré
En salle propre ISO-7


Loupe trinoculaire PERFEX ZOOM PRO 10.26

Une loupe binoculaire couplée à un appareil photo
Modèle binoculaire : NIKON Eclipse L150
Modèle appareil photo : NIKON D70 + PC d'acquisition
L'ensemble est en salle propre, classe ISO 7


Loupe binoculaire couplée à un appareil photo

Caméra thermique
Modèle optris PI 640
Plage de mesure : - 20 a + 100 °C / 0 a + 250 °C / 150 a 900 °C
Detecteur matrice a plan focal (FPA) 640 x 480 pixels


Caméra thermique IR

Micro-ohmmètre portable
Modèle AOIP OM16
Précision : 0,05%
Résolution : 0,1 μΩ


Micro-ohmmètre OM16

Matériels d'étalonnage IR
sphères intégrantes, détecteurs de référence, monochromateurs, alimentations stabilisées, …

La plupart de ces moyens de tests sont en salles propres. Le LESIA dispose de 10 salles propres réparties sur 250m², de classe d'empoussièrement ISO5 à ISO8. Le plan de charge de ces moyens d'essais est en cours d'élaboration mais est déjà bien rempli. La priorité d'utilisation sera donnée aux instruments du LESIA.

PICSAT

Lester David, Sylvestre Lacour — 2015-06-11T15:02:17Z

PicSat est un nanosatellite conçu pour mesurer les transits exoplanétaires. Le développement de ce CubeSat est conduit au sein du pôle Haute Résolution Angulaire en Astronomie du LESIA, où sont réalisés des instruments interférométriques basés sur l'optique intégrée et le filtrage monomode pour l'étude des environnements stellaires.

Pour les dernières nouvelles du projet suivre le lien picsat.obspm.fr

Objectif

L'objectif principal de ce projet est d'observer le transit de la planète Beta Pictoris b devant son étoile. Découverte au VLT par l'équipe d'Anne-Marie Lagrange grâce à l'optique adaptative (Lagrange et al., 2009), la planète orbite à une dizaine d'UA de son étoile. Des mesures réalisées entre 2003 et 2015 ont permis d'affiner ses paramètres orbitaux et cela laisse à penser que la planète, où tout du moins sa sphère de Hill, transite devant son étoile (Lecavelier des Etangs & Vidal-Madjar, 2015).


Beta Pictoris dans l'infrarouge: Credits : ESO/A.-M. Lagrange et al.

De plus, ces mesures sont cohérentes avec l'évènement de novembre 1981, où des variations photométriques importantes ont été mesurées depuis le sol. Si cette planète a effectivement transité cette année-là, le prochain transit devrait avoir lieu entre juillet 2017 et mars 2018 pour une orbite excentrée de 0,12 (Lecavelier des Etangs & Vidal-Madjar, 2016).

La possibilité d'observer un transit de ce type, une planète géante vieille de quelques millions d'années orbitant autour d'une étoile très brillante est une chance qui doit être saisie. Il faut pour cela un suivi photométrique continu de l'étoile que seul un observatoire spatial peut réaliser en s'affranchissant des perturbations atmosphériques, des contraintes observationnelles du sol et de l'alternance jour/nuit.

β Pic est aussi connue pour son disque de débris, caractéristique des systèmes stellaires jeunes (20 millions d'années). Une photométrie de précision nous permettrait également de caractériser la queue de poussières d'exocomètes et de mesurer la structure du disque de débris.

Observatoire

La réalisation d'un satellite de petites dimensions aux normes CubeSat peut se faire dans le délai imparti de deux ans. Les disponibilités en termes de masse et de volume d'un modèle 3U (combinant 3 unités cubiques de 10cm) sont compatibles avec un instrument photométrique dédié.

L'observatoire spatial de 30x10x10 cm est ainsi découpé :


Vue CAO du satellite

Avec une unité pour l'électronique comprenant les antennes, le système de communication, l'ordinateur de bord, l'électronique de puissance et les batteries, une unité centrale pour le système de contrôle d'attitude (ADCS) comprenant les roues à inertie ainsi que l'électronique de la charge utile scientifique et enfin une unité pour l'opto-mécanique de la charge utile et le senseur stellaire.

Les normes CubeSat développées par CalPoly (université polytechnique de Californie) permettent l'achat d'équipements qualifiés spatial « sur étagères » participant à la réduction des coûts. De plus, l'interface lanceur est faite avec un déployeur spécialement conçu dans lequel vient se glisser le CubeSat qui est installé sur la fusée en passager secondaire. Le prix du lanceur étant porté en quasi-totalité par la charge principale, cela réduit énormément le coût de lancement, la fusée pouvant, en plus du satellite principal, embarquer une vingtaine de nanosatellites facturé entre cinquante et deux cent mille euros en fonction du nombre d'unités.

Développement

Le satellite devant permettre une photométrie de précision, plusieurs éléments critiques ont été identifiés. En premier lieu la sensibilité de détection : afin de réduire le bruit nous utilisons une photodiode à avalanche (APD). Ce détecteur monopixel à comptage de photon nous garantit la sensibilité suffisante tout en réduisant le bruit. C'est une fibre optique monomode qui assure le lien entre notre télescope et la photodiode. La fibre est ainsi placée au foyer d'un télescope constitué d'une parabole hors-axe de 50 mm diaphragmé à 37 mm. Ce type de configuration nous est permis grâce à la luminosité élevée de β Pic dont la magnitude atteint 3,86 en bande V.

Si le champ de vue de la fibre limite la lumière parasite, il nous oblige cependant à obtenir un pointage de très grande précision. Or la précision de pointage des systèmes pour CubeSat n'est pas encore suffisamment performante comme le montre les caractéristiques de l'ADCS sélectionné pour notre mission, qui est précis à 0,01°. Afin d'augmenter la précision d'un facteur 10, la position de la fibre est mobile dans le plan focal grâce à une platine piézo-électrique 2 axes qui suit le déplacement de l'étoile dû à l'instabilité de pointage. L'amplitude de déplacement de la platine offre un champ total de 0,16° supérieur à la précision de l'ADCS, permettant de compenser les vibrations et d'assurer le pointage fin nécessaire.


Prototype opto-mécanique en cours de test: Cliquer sur l'image pour l'agrandir

Qualification

Après la campagne de tests en vibrations réalisée en décembre 2015 à la PIT, où nous avions détecter une défaillance de la platine piezo-électrique PI. Le choix de la platine s'est donc porté sur une technologie qualifiée développée par Cedrat. Une deuxième série d'essais a été faite début avril pour vérifier le bon fonctionnement de l'électronique de commande et de la photodiode. Les éléments ont subis jusqu'à 8g en fréquence aléatoire, et 13g en sinus dont voici l'essai sur l'axe X :


Vue infrarouge dans la cuve: Electronique et photodiode installées dans la cuve SimEnOm lors du palier à -20°C (gauche) et +30°C (droite)

L'électronique et une des photodiodes ont également passé des tests en vide thermique dans la cuve SimEnOm du LESIA où ils ont subi une succession de paliers de températures allant de -20°C et +30°C pendant 3 jours. Le succès de ces essais nous a permis de lancer la réalisation de la version 2 (EM) de notre électronique actuellement en cours de test au laboratoire :

Mission

Pour garantir nos objectifs, PicSat doit être opérationnel à l'été 2017 et doit donc être lancé avant cette date. L'orbite retenue à l'heure actuelle est une orbite héliosynchrone (polaire de 98° d'inclinaison) à une altitude inférieure à 620km.


Trace au sol de PicSat en 24h: Les opérations scientifiques ont lieu entre le 'star visible' (carré jaune) et le 'star lost' (rond vert)

Ces paramètres nous assurent 1h de visibilité de β Pic à chaque orbite pour une durée totale de 96 min, permettant le suivi continu de l'étoile. Le phénomène dont la durée est de l'ordre de quelques heures n'échappera pas à notre instrument.

Equipe

L'équipe LESIA impliquée sur PicSat est composée de :

Nom et prénom	Responsabilité
Sylvestre Lacour	Responsable scientifique
Vincent Lapeyrere	Chef de projet
Lester David	Ingénierie système
Mathias Nowak	Contrôle charge utile
Pierre Fedou	Segment sol (hard)
Guillaume Schworer	Segment sol (soft)

D'autres laboratoires sont impliqués sur ce projet dont le GEPI pour le développement de l'optique, ainsi que l'IAP. Nos principaux partenaires hors CNRS sont : ISIS, Hyperion Technologies, IDQ et Cedrat pour les composants ainsi que le REF pour les fréquences de communication.

MIRI sur le James Webb Space Telescope

Anthony Boccaletti — 2008-10-06T15:40:22Z

Le LESIA a contribué à l'étude et à la réalisation d'un ensemble de coronographes stellaires installés dans l'instrument moyen-infrarouge du télescope spatial JWST (James Webb Space Telescope) et destinés principalement à l'imagerie des systèmes exoplanétaires.

Le télescope spatial JWST


Vue d'artiste du télescope JWST déployé


Vue du miroir du JWST partiellement déployé dans le hall d'intégration: Crédits NASA

Le James Webb Space Telescope est un observatoire spatial, c'est à dire un télescope équipé de plusieurs instruments d'imagerie ou de spectroscopie permettant de couvrir une gamme spectrale très large du visible (0.6 micron) jusqu'à l'infrarouge moyen (28 microns). Le JWST possède un miroir de 6.6m segmenté et déployable. Le satellite décrira une orbite autour du point de Lagrange L2, situé à 1.5 millions de km de la Terre dans la direction anti-solaire. Le lancement du JWST est actuellement prévu pour le 22 décembre 2021.

Contrairement au Hubble Space Telescope, le JWST est optimisé pour l'infrarouge, ce qui lui permettra par exemple d'observer les premières galaxies de l'Univers, de comprendre la naissance des étoiles et d'étudier les atmosphères d'exoplanètes. Il inclut quatre instruments dont l'instrument européen MIRI (Mid-IR Instrument) qui observe dans la bande spectrale de 5 à 28 microns.


Position du point de Lagrange L2


Disposition des points de Lagrange du système Soleil-Terre

L'instrument MIRI

MIRI est un ensemble comprenant un imageur grand champ, des coronographes, un spectromètre basse résolution et un spectromètre moyenne résolution intégral de champ. L'instrument a été développé à travers un partenariat entre la NASA et l'ESA. Le consortium européen est responsable de toute la partie opto-mécanique, alors que la NASA a fourni les détecteurs infrarouges. L'équipe française est dirigée par le CEA/Saclay, auquel s'ajoute l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) à Orsay, le LESIA, et le Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM). Le financement est assuré par le CNES.


Dernière inspection de MIRIM, l'imageur de MIRI sur le JWST: Crédit photo : CEA/SAp

Les coronographes de phase

Notre équipe au LESIA avait en charge la fourniture des coronographes et la définition du programme d'imagerie d'exoplanètes. La fonction d'un coronographe est d'atténuer ou de supprimer le flux d'un objet très brillant (une étoile par exemple) afin d'observer son environnement proche peu lumineux (une exoplanète par exemple). La séparation angulaire entre une étoile et son système planétaire étant très petite, l'utilisation de coronographes classiques à pastille de Lyot n'est pas adaptée. Une nouvelle génération de coronographes de phase à 4 quadrants a été mise au point et étudiée par une équipe de chercheurs menée par D. Rouan. Ces coronographes appelés 4QPM (Four-Quadrant Phase Masks) permettent d'atténuer le flux de l'étoile et d'observer des objets angulairement très proches. En centrant l'image d'une étoile sur un 4QPM, l'énergie diffractée est rejetée en dehors de la pupille géométrique du système. Un diaphragme placé dans le plan pupille permet de bloquer le flux de l'étoile. En revanche une planète angulairement proche de l'étoile ne sera pas centrée sur le 4QPM et ne subira pas cet effet. Une grande partie de son flux passera par la pupille géométrique sans être bloquée par le diaphragme.

L'imageur MIRIM comprend un ensemble de quatre coronographes permettant l'étude :


Plan focal (à gauche) supportant les 4 masques coronographiques (3 masques de phase 4QPM et un masque de Lyot), et diaphragme (à droite)


Plan focal de l'imageur MIRIM sur le JWST

Les coronographes sont situés au plan focal du JWST, à l'entrée de l'instrument MIRIM. Ils sont composés de 3 masques de phase monochromatiques type 4QPM et d'un masque de Lyot. Les 3 masques de phase fonctionnent à 10.65 microns, 11.4 microns et 15.5 microns respectivement alors que le masque de Lyot fonctionne à 23 microns. L'ensemble des masques coronographiques est intégré dans une structure mécanique unique. Pour éliminer la diffraction résiduelle après les masques coronographiques, des diaphragmes sont associés à chaque masque et positionnés en pupille dans la roue à filtre de MIRIM.

Performances attendues

L'équipe du LESIA a développé un simulateur numérique des coronographes de MIRI permettant d'évaluer les performance de l'instrument. On montre ci-dessous des images simulées de quelques systèmes exoplanétaires emblématiques (HR8799, GJ 504, AU Mic). Ces simulations donnent également une estimation du contraste que l'on pourra atteindre autour de l'étoile pour chercher de nouvelles planètes.


Simulations du système HR8799.: L'étoile est entourée de 4 planètes géantes (seulement 3 sont visibles ici, HR8799 b, c et d). Boccaletti et al. 2015


Simulations du système Gj 504.: L'étoile est entourée d'une naine brune (Gj 504b). Boccaletti et al. 2015


Simulation du système AU Microscopii, entouré d'un disque de poussières: Boccaletti et al. 2015


Contraste à 11.40 microns pour une étoile G0V: Contraste par rapport à l'étoile et en fonction de la séparation. Le niveau attendu est indiqué par la courbe en tirets rouges. Les niveaux de contraste pour différentes types planètes est matérialisé par des croix de différentes couleurs en fonction de leur taille/température.

Personnels LESIA impliqués


Nom	Responsabilité
Anthony Boccaletti	Responsable scientifique
Jean-Michel Reess	Chef de projet
Pierre Baudoz	Scientifique
Daniel Rouan	Scientifique
Jacques Baudrand	Optique
Olivier Dupuis	Mécanique et intégration
Napoléon Nguyen Tuong	Mécanique
Jérôme Parisot	Bancs de tests
Claude Collin	Réalisation mécanique
Christine Balsamo	Administration et commandes

Plus d'informations

Site web JWST France

Site web des coronographes de MIRI (NASA)

Nous contacter

2008-07-23T09:23:08Z

Depuis le 1er janvier 2025, la réorganisation scientifique de l'Observatoire de Paris-PSL s'est mise en place.

Dans ce cadre a été créé le LIRA (Laboratoire d'instrumentation et de recherche en astrophysique) dans lequel se retrouve intégralement les équipes du LESIA.

Pour en savoir plus :

https://lira.observatoiredeparis.psl.eu/

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2008-07-04T15:51:00Z

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Crédits photos

Éléments photographiques constituant l'habillage de la page d'accueil : cratères de Mercure, antenne de Nançay avec passage de la comète Hale-Bopp (photo de Nicolas Biver), Venus Express sur fond étoilé (amas stellaire dense NGC 3603 dans la constellation de la Carène), détails de l'instrument NAOS (miroirs), scientifiques en laboratoire (CNES), Soleil en H-alpha (Meudon).


composite

Habillages aléatoires des pages du site :

– Image tirée de l'affiche des portes ouvertes de l'Observatoire de Paris lors de l'Année Internationale de l'Héliophysique (IHY 2007)


CLUSTER

– Le Soleil et sa couronne (SOHO)


Soleil

– la galaxie d'Andromède (M31)


m31

– Détails TIP-TILT


Tip-tilt

– Saturne


Saturne

– La grande coupole lors du son et lumière de juin 2007 (photo de Gérard Servajean)


grande coupole

– Encelade, l'un des satellites de Saturne


Encelade

– Détail du banc SESAME


banc sesame

– La nébuleuse de l'Aigle


nebuleuse de l'Aigle

– Le Soleil en Halpha, obtenu avec le spectrohéliographe de Meudon


Soleil en Halpha

– La granulation solaire avec un gros plan sur une tache. Photo du 22 août 2003, La Palma.


Granulation solaire

– L'Héliographe de Meudon pointé vers le Soleil.


Héliographe

– La galaxie du Triangle, M33.


M33C

– OMEGA, à bord de la sonde Mars Express, lancée le 2 juin 2003. C'est un spectro-imageur infrarouge (0.3 à 5 µm).


Omega

– Roue à filtres (12 positions) qui se trouve dans l'enceinte d'étalonnage des détecteurs infrarouges 'YACADIR€'.


Roue à filtre

– Image de Bételgeuse obtenue avec les instruments VISIR et NACO sur le VLT de l'ESO.


Betelgeuse

– Ejection de masse coronale (CME) du 7 juin 2011 (NASA/Solar Dynamics Observatory).


CME

– Antennes de la station française du réseau européen de radioastronomie LOFAR (Low Frequency Array).


Lofar

– Radiotélescope décimétrique de Nancay.


Nançay

– SimEnOm (Simulateur de l'Environnement d'Omega)


Simenom

– Le Soleil à travers les nuages. Photo réalisée par S. Cnudde sur le site de Nancay en juin 2010.


Soleil-nuages