The Laboratoire Lagrange of the Observatoire de la Cote d’Azur plays a major role in Gaia Solar System science, as some of its members are involved in the derivation of asteroid physical properties (M. Delbo, L. Galluccio) and the prediction of asteroid observations (F. Mignard, Ch. Ordenovich). Also, P. Tanga is responsible for the whole Solar System data treatment in Gaia. For this reasons, it is clear that receiving the first test data from Gaia created a lot of excitement ! Here below, we try to illustrate the challenges specific to Gaia even on simple data such as those presented here.

We tend to think that a still picture, shot with an ordinary camera, represents a subject at a given time. But this is not always the case. In some situations, a picture can show the evolution in time of the depicted subject. This is the case, for example, of the well-known “photo finish” technique widely used in athletics to record the competing athletes as they cross the arrival line at the end of the race.

How does it work ? Simply, the camera aims only at a vertical strip containing the finish line and repeatedly photographs it at high speed. By putting all the strips together side-by-side, one can obtain the evolution of the image of the finish line as a function of time. As weird as it may sound, the CCD camera onboard Gaia works exactly the same way – by transforming the recorded star positions into times, the finish line being a thin strip of pixels on the edge of the detector.

Let’s imagine that we are looking at a number of athletes all running at the same speed on a straight track, but each of them having started the race at a different time : in this analogy, these are the stars, which drift across the Gaia telescopes all at the same velocity – given by the constant rotation of the satellite. If Gaia observes them several times, they will always appear spaced by the same delays.

Now, let’s add to these well-behaved competitors a different type of athlete, a rebel one who’s not playing by the rules, always running either much faster or much slower than the others, and not following the direction of the track lanes but drifting as he/she pleases. Each time this eccentric athlete crosses the finish line, it will be in a different position relative to the competing runners. This is how an asteroid appears to Gaia, as its motion relative to stars makes it appear always in a different position, as a function of the time at which it is observed.

This unorthodox behaviour opens up a specific category of problems when dealing with asteroid observations. The first one is predicting when – and where – Gaia will observe a given object. In practice, it’s like predicting in advance the delays of the eccentric athlete relative to the others, when on the finish line. To perform this computation, we need to have an exact knowledge of its trajectory (the orbit of the asteroid), along with the precise speed of the “ordinary” competitors (the stars). In the case of Gaia, all these pieces of information are known, but the complexity of the scanning law, which displaces the “arrival line” in non-trivial patterns, makes the task extremely delicate. Besides, there are several “finish lines” on the Gaia focal plane (at least one per CCD), so the whole geometry of the system plays a role.

The second type of problem concerns the processing of asteroid observations, especially in the case of newly detected asteroids or of asteroids whose orbit is not yet known to great precision. In fact, each time the asteroid crosses the “finish line” it will be in a different region of the sky. Only observations that are close in time can be easily linked together, as the asteroid displacement relative to its background will be small. If the observations are performed over longer time spans, the presence of several such “rebel runners” can make things extremely complex.

These various aspects are illustrated in the following pictures. The first one (right) is a test image of the asteroid (54) Alexandra, a bright moving target. It was obtained by programming Gaia in a special imaging mode. As described before, this is a “photo finish” image. It was reconstructed by moving along the horizontal axis, which is equivalent to the observer moving in time : each pixel column represents the signal present on the “finish line” (in practice : the edge of the CCD) at a given moment. In the image, the time delay between the arrival at the finish line of the bright star and the asteroid is about 1.26 seconds. A very accurate timing of each source “arrival” is the basis of the extraordinary astrometric capabilities of Gaia.

More important, however, is the fact that in this image the predicted position of the asteroid is very close to the observed one, only a few pixels away. Given the computational difficulties involved in this process, this is an achievement with important consequences, such as the possibility to predict well enough very close “encounters” between a star and an asteroid on the plane of the sky – these are potential sources of confusion while searching for other types of anomalies (when monitoring the brightness of a star, for example). Many astronomers want to be alerted when an interesting change occurs, not when an asteroid is just passing by !

On the other hand, other astronomers (planetary scientists !) are interested in the asteroids themselves. In fact, Gaia will observe 350,000 asteroids, providing the richest sample of precise orbits and physical properties that we could dream of. Those rebel runners, containing clues about the Solar System’s formation, are really interesting, and come in large quantities. Our capability to track their position is essential in the identification process.

The case of the asteroid (4997) Ksana (above) is more difficult, and showcases the capabilities of Gaia in detecting and identifying asteroids. Because it is very faint, it may have been confused with several stars – some not even present in current catalogues – making its identification more ambiguous. The presence of a source very close to the position where the asteroid was predicted to be is very encouraging, but only a comparison of data acquired over time can provide a confirmation.

The result is shown in (left), which represents an intermediate product of the processing itself : the preliminary positions of the sources seen by Gaia, as determined by the “Initial Data Treatment”. In these images, each point is a source and the point size is proportional to the source’s brightness. Different colours represent the stars observed during five different sweeps of the same sky region, each lasting 6 seconds, by a single CCD.

The asteroid (4997) Ksana is now clearly seen moving from one sweep to the next (as indicated by the arrows). Checking the presence and motion of the object at the corresponding epoch provides a secure confirmation of its nature. A final remark : the observations are not equally spaced in time, and the closer couple of detections correspond to the source passing through the two telescopes (106 minutes apart) while the satellite rotates. A full rotation of the satellite (every 6 hours) separates the two detections in each pair.

Gaia asteroid observations will be processed using the software pipeline designed and implemented by Coordination Unit 4 of the DPAC, running at the CNES processing centre (Toulouse, France).

The data presented here are extracted from the results obtained by the Initial Data Treatment (IDT) pipeline, which was largely developed at the University of Barcelona and runs at the Data Processing Centre at ESAC.

Contact : Paolo Tanga, astronome, laboratoire Lagrange (CNRS-UNS-OCA), Observatoire de la Côte d’Azur, Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser..

Source : Gaia Blog

Une équipe de planétologues internationale composée notamment de quelques membres du laboratoire Lagrange (UNS-CNRS-OCA) vient de fournir une contrainte forte sur l’âge de la Lune qui permet de dater sa formation à 95 plus ou moins 32 millions d’années après le début du Système solaire.

Les efforts pour dater l’événement de formation de la Lune ont proposé plusieurs âges : certains suggèrent un événement précoce, autour de 30 millions d’années après la naissance du Système Solaire (il y a 4,56 milliards d’années), tandis que d’autres suggèrent qu’il s’est produit plus tard que 50, voire même 100 millions d’années après la naissance du Système Solaire. Seth Jacobson, post-doctorant, et Alessandro Morbidelli, directeur de recherche CNRS, laboratoire Lagrange (UNS-CNRS-OCA) et leurs collaborateurs ont développé une nouvelle méthode pour dater l’événement. Ils ont modélisé la quantité de matériau qui a pu être acquise par la Terre après l’impact qui a conduit à la formation de la Lune pour une gamme d’âge de cet impact, en utilisant comme contrainte la concentration d’éléments hautement sidérophiles observés dans le manteau de la Terre. A partir de cette observation, les chercheurs ont écarté un événement se produisant trop tôt dans l’histoire du Système Solaire. A l’inverse, ils ont calculé que la Lune s’est formée environ 95 millions d’années après la formation du Système Solaire, plus ou moins 32 millions d’années, permettant de valider certaines mesures de datation radioactives de l’événement.

Impression d’artiste de la collision de la Terre avec un objet
plus petit de la taille de Mars, qui conduit à la formation de
la Lune pendant l’une des premières phases du Système Solaire
(Courtesy NASA/JPL-Caltech).

Selon nos connaissances actuelles, la Lune s’est formée durant l’une des premières phases d’évolution du Système Solaire, lorsque la Terre à peine formée subit une collision massive avec une autre planète de la taille de Mars. La grande énergie mise en jeu dans cette collision fut suffisante pour fondre entièrement la Terre. Les débris éjectés par la collision se sont ensuite ré-accumulés pour former la Lune. Les efforts fournis pour dater cet événement majeur sur la base des mesures d’isotopes radioactifs ont proposé plusieurs âges de la Lune : certains suggèrent un événement précoce, autour de 30 millions d’années après la naissance du Système Solaire (il y a 4,56 milliards d’années), tandis que d’autres suggèrent qu’il s’est produit plus tard que 50, voire même 100 millions d’années après la naissance du Système Solaire.

Une équipe de planétologues français1, allemands et américains, financée par le Conseil de Recherches Européen (ERC), a simulé numériquement la croissance des planètes terrestres (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) à partir d’un disque composé de milliers de petites briques planétaires évoluant autour du Soleil. En analysant l’histoire de la croissance des planètes comme la Terre dans 259 simulations, ils ont découvert une relation entre le temps auquel la collision formant la Lune s’est produite et la quantité de matériau que la Terre a acquise après cette collision géante. En supposant que la masse de matériau ajouté à la Terre après la formation de la Lune soit connue, cette relation est alors une véritable horloge pour dater l’événement conduisant à la formation de la Lune. Elle constitue ainsi la première horloge géologique découverte, une sorte de marqueur de l’histoire précoce du Système Solaire qui ne repose pas sur des mesures et des interprétations de la décroissance radioactive des noyaux atomiques.

En fait, la littérature scientifique fournit une estimation de la masse apportée à la Terre après la formation de la Lune. En effet, des scientifiques ont démontré précédemment que l’abondance dans le manteau terrestre d’éléments sidérophiles, qui constituent les éléments atomiques qui préfère être associés chimiquement au fer, sont directement proportionnels à la masse acquises par la Terre après la collision géante, car cet impact a provoqué le démarrage du dernier acte de la formation du noyau de la Terre. A partir de ces mesures géochimiques, l’horloge nouvellement établie par les simulations numériques de l’équipe de planétologues date la Lune à 95 +/- 32 millions d’années après le début du Système Solaire. Cet âge de l’événement de formation de la Lune est en accord avec quelques interprétations des mesures de datations radioactives mais pas avec d’autres qui donnent un âge bien plus jeune. Mais comme cette nouvelle horloge constitue une mesure directe et indépendante de l’âge de la Lune, elle permet ainsi une validation forte de certaines interprétations des mesures de datation radioactives, et ainsi de mieux contraindre l’histoire de notre Système Solaire, de la Terre et de son environnement.

1. Seth Jacobson post-doctorant, et Alessandro Morbidelli, directeur de recherche CNRS, laboratoire Lagrange (UNS-CNRS-OCA), Sean Raymond, Lab, Observatoire de Bordeaux.

Référence :
Highly siderophile elements in Earth’s mantle as a clock for the Moon-forming impact, Seth A. Jacob- son, Alessandro Morbidelli, Sean N. Raymond, David P. O’Brien5, Kevin J. Walsh & David C. Rubie, Nature.

Contact chercheurs  :
Alessandro Morbidelli, directeur de recherche CNRS, laboratoire Lagrange (CNRS-UNS-OCA) : 04 92 00 30 51 - Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.



Une équipe internationale de chercheurs coordonnée par des chercheurs français, dont Marco Delbo, chargé de recherche CNRS, et Guy Libourel, professeur ainsi que Patrick Michel, directeur de recherche CNRS, Clément Ganino et Chrystèle Verati, maîtres de conférence à l’Université de Nice Sophia Antipolis, en collaboration avec des chercheurs d’institutions américaines1, a démontré pour la première fois qu’un mécanisme appelé fatigue thermique permet d’expliquer la présence d’une couche de particules fines (appelée régolite) observée systématiquement à la surface des petits astéroïdes et qui restait à élucider.

Les missions spatiales et les observations depuis la Terre ont en effet montré que les astéroïdes de taille inférieure à quelques kilomètres (environ 1000 astéroïdes plus grands que 1 kilomètre croisent la trajectoire de la Terre) ont leur surface systématiquement couverte par une couche de matériau à grains fins (comme du sable ou du gravier) dont la taille varie de quelques mm à quelques cm, communément appelée régolite.

Traditionnellement, la formation de ce régolite sur les astéroïdes résulterait des impacts de (micro)-météorites heurtant fréquemment la surface et produisant des petits fragments qui, en retombant, par accumulation, forment une couche de régolite à grains fins, comme l’ont montré dans le cas de la Lune les missions Apollo. Or dans le cas d’un astéroïde, ce mécanisme pourrait ne pas être aussi efficace. En effet, l’attraction de surface d’un astéroïde de par sa petite taille est extrêmement faible et ne souffre aucune comparaison avec celle de la Lune bien plus grande. Par conséquent le matériau éjecté lors des impacts sur un astéroïde devrait s’échapper au lieu de retomber à la surface. Contrairement au cas de la Lune, les débris produits par les impacts ne peuvent donc pas être la principale source de régolite sur les petits astéroïdes.

Les chercheurs ont démontré expérimentalement qu’un autre mécanisme, appelé fatigue thermique, peut causer la formation de débris plus fins à la surface des astéroïdes. La fatigue thermique est un mécanisme connu sur Terre qui, en induisant une dilatation thermique dans un matériau, produit une contrainte mécanique qui peut aboutir avec le temps à la fracturation. A la surface d’un astéroïde, cette fatigue se produit du fait des forts gradients de température jour/nuit induits par l’ensoleillement (Fig. 1). Les chercheurs ont effectué des expériences de fatigue thermique en laboratoire en utilisant des météorites (fragments d’astéroïdes récoltés sur Terre). Ils ont mesuré, en utilisant une technique de tomographie numérique, la croissance des fractures dans celles-ci après une série de cycles de température tels que ceux subis par les astéroïdes. Ils ont ensuite développé un modèle numérique de fracturation, validé par confrontation aux expériences, qui leur a permis d’extrapoler ces résultats sur des échelles de temps identiques à celles de la durée de vie des astéroïdes (plusieurs millions d’années). Leurs résultats ont montré que dans les mêmes conditions que celles rencontrées sur les petits astéroïdes, la fatigue thermique est un processus très efficace pour fragmenter une roche et la transformer en un régolite de particules fines.

Cette découverte fournit ainsi une explication à la présence du régolite observé systématiquement à la surface des petits corps (Fig. 2), et a des implications fortes sur l’évolution et la connaissance de la surface des astéroïdes, ainsi que sur leur temps de vie. Notamment, le télescope spatial WISE a observé une grande pénurie des petits astéroïdes géocroiseurs composés de matière primitive (carbonée) et relativement friables, qui passent très près du Soleil. Cette pénurie restait jusqu’alors inexpliquée. L’efficacité démontrée de la fatigue thermique pour éroder les roches d’autant plus que celles-ci passent à faible distance du Soleil fournit une explication à cette pénurie et ainsi aide à mieux contraindre le nombre et la nature des petits corps qui nous entourent.

Ce résultat a une portée beaucoup plus générale car il fournit une nouvelle compréhension des propriétés physiques des populations de petits corps (restes des briques qui ont formé nos planètes) et de leurs évolutions dans différentes régions du Système Solaire. De plus, la connaissance des propriétés de surface des astéroïdes est cruciale pour la préparation des missions spatiales robotiques et humaines vers des petits corps. Elle s’avère essentielle en effet pour concevoir des mécanismes efficaces d’extraction d’échantillons, pour déposer des modules d’exploration in-situ, et pour concevoir des stratégies de détournement d’un géocroiseur potentiellement dangereux.

Figure 1 : une roche reposant sur une surface est soumise à des variations de
température du fait des cycles d’ensoleillement. Sur un astéroïde (sans atmosphère),
les amplitudes de température peuvent être très importantes (plusieurs centaines de
degrés), soumettant le matériau de surface à une fatigue thermique et finalement à une
fragmentation de celui-ci. Image d’après McFadden et al. (2005).

Figure 2 : Quatre images prises par la sonde NEAR Shoemaker (NASA) de

l’astéroïde géocroiseur Eros en 2001 avec une résolution spatiale de plus en plus
élevée. Haut : images prises à 11 kilomètres d’altitude et sur 550 mètres de large ;
bas : images prises à 4.9 kilomètres d’altitude et sur 230 mètres de large. Sur toute
ces images, un nombre de petits rochers conséquent repose sur une couche de régolite
fin recouvrant la surface d’Eros qui, d’après cette nouvelle étude, serait produite par la
fatigue thermique. Credits : Nasa

1. Hopkins Extreme Materials Institute, Johns Hopkins University,
Latrobe 122, 3400 North Charles Street, Baltimore, Maryland 21218, USA.

Ce travail a bénéficié d’une aide de l’Agence Nationale de la Recherche portant la référence ANR-11-BS56-008 (SHOCKS).

Marco Delbo, Guy Libourel, JustinWilkerson, Naomi Murdoch, Patrick Michel, K. T. Ramesh, Clément Ganino, Chrystele Verati & Simone Marchi 2014. Thermal fatigue as the origin of regolith on small asteroids. Nature, avril 2014. 

Contacts chercheurs :
Marco Delbo, chargé de recherche CNRS, laboratoire Lagrange (UNS-CNRS-OCA) : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 06 85 24 03 71.
Guy Libourel, professeur, laboratoire Géoazur (UNS-CNRS-OCA-IRD) : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 06 79 02 95 96.
Patrick Michel, directeur de recherche CNRS, laboratoire Lagrange (UNS-CNRS-OCA) : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 06 88 21 28 33.


Cet accord est signé entre les scientifiques responsables des deux collaborations scientifiques VIRGO et LIGO qui s’engagent à étudier en commun les données issues de leurs trois grandes antennes. Deux de ces antennes d’un type nouveau sont en cours de construction aux Etats-Unis, et une en Europe, près de Pise.

Ces antennes vont détecter les ondes gravitationnelles venant d’événements cataclysmiques de l’Univers comme les collisions de trous noirs. L’existence d’ondes gravitationnelle résulte de la théorie de la relativité générale, élaborée par Einstein, il y a presque 100 ans. Elles n’ont encore jamais été détectées directement. Il s’agit pour les collaborations VIRGO et LIGO qui tiennent réunion à Nice cette semaine, de détecter ces ondes dans les prochaines années.

Grâce à ces ondes, dans le futur, les trois détecteurs travaillant ensemble pourront localiser dans le cosmos la collision de trous noirs ou des explosions d’étoiles qui interviennent dans toutes les galaxies. Certains de ces événements n’émettent pas de lumière et n’ont jamais été observés.

Ces antennes d’un type nouveau utilisent des faisceaux laser, dont on mesure le temps de parcours sur plusieurs kilomètres. Les variations de durée signent le passage d’une onde de gravitation. L’amplitude de ces variations est si faible que la réalisation de ces antennes a demandé des années de recherches théoriques et techniques menées en Europe et aux Etats-Unis, sur la physique quantique, les lasers, la qualité des miroirs.

Le laboratoire ARTEMIS de l’Observtaoire de la Côte d’Azur, du CNRS et de l’Université Nice-Sophia Antipolis, est l’organisateur de cette réunion. Ce laboratoire réunit les spécialistes de laser de puissance nécessaire au fonctionnement de l’antenne VIRGO, et des astrophysiciens.

Contact : Gilles Bogaert, chercheur CNRS, 06 13 44 21 20, Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

En utilisant les capacités interférométriques du VLTI, des chercheurs de l’Observatoire de la Côte d’Azur ont découvert un système unique. Ce système, appelé HR 5171 A, est composé d’une hypergéante dont le rayon est plus étendu que l’orbite de Jupiter, et d’un compagnon moins massif orbitant dans les couches supérieures de l’atmosphère de celle-ci, créant une déformation importante. Une équipe internationale dirigée par le Dr Olivier Chesneau a été réunie pour étudier l’historique de ce système exceptionnel.

L’étoile HR 5171 A a été observée avec l’instrument AMBER installé au foyer du Very Large Telescope interferometer au Chili et qui permet de combiner simultanément la lumière infrarouge issue de trois des huit télescopes de cette installation. La première surprise a été la mesure du rayon de l’étoile, 1360 ± 250 rayons solaires, soit plus grand que l’orbite de Jupiter. A titre de comparaison, le rayon de cette étoile rivalise ou dépasse celui de supergéantes rouges, supposées être les étoiles les plus grandes connues comme VY CMa (1420 ± 120 Rsol*). Le rayon d’HR 5171 A est ainsi 50% plus étendu que celui de Betelgeuse (885 ± 90 Rsol*).

De plus, l’étude menée avec l’instrument AMBER1 a également mis à jour la clé du mystère de cette hypergéante jaune en révélant la présence d’un compagnon contribuant à environ 10% du flux transitant devant le limbe de cette étoile. Cette configuration est exceptionnelle car le compagnon doit périodiquement éclipser et être éclipsé par l’hypergéante. Cette découverte a motivé une analyse complète de toutes les archives disponibles sur cette étoile peu étudiée de l’hémisphère sud. Plus de 60 ans de données photométriques venant de sources aussi diverses que des instruments de l’ESO, du satellite Hipparcos, des archives sud-africaines, du télescope automatique ASAS ou d’observations réalisées par des d’amateurs confirmés ont ainsi été fouillées et analysées. Ces données ont permis de confirmer la nature binaire de HR5171 A et de mesurer précisément la période du système, 1304 jours afin d’évaluer sa masse totale actuelle à environ 39 masses solaires2. De plus, l’étude des éclipses primaires et secondaires a permis de confirmer que les deux étoiles sont en contact et que la surface de l’hypergéante est fortement déformée sous l’influence de son compagnon de plus faible masse (moins d’un dixième de la masse de l’hypergéante). Ainsi le système prend l’apparence d’une ‘cacahuète’ géante (voir Fig.) suivant le potentiel gravitationnel déformé des deux étoiles.3

Cette unique compilation de données permet de mettre en perspective le passé et futur de ce système. Pendant la vie adulte des deux étoiles, celles-ci étaient séparées et n’interagissaient pas. Comme pour l’ensemble des étoiles de l’Univers, la plus massive a commencé à grossir rapidement (quelques millions d’années) après avoir utilisé l’ensemble de l’hydrogène présent dans son cœur, devenant une supergéante d’abord bleue, puis jaune. En moins de 40 ans, le rayon de cette hypergéante a presque doublé, et les couches supérieures de son atmosphère ont ainsi atteint l’orbite de son compagnon. Il est difficile de savoir comment le compagnon interagit avec l’enveloppe de l’hypergéante, mais des observations coronographiques (permettant de cacher le centre du système et de révéler ainsi son environnement proche), montrent une grande quantité de matière autour du système, éjectée il y a moins de mille ans.

Le compagnon orbite actuellement au sein d’une atmosphère extrêmement instable, et peut contribuer à éjecter une partie significative de l’enveloppe. De plus, son énergie orbitale peut être transférée à la couche convective, contribuant à accélérer l’étoile massive. Ce système exceptionnel va être étudiée plus régulièrement dorénavant pour mieux comprendre sa rapide évolution.

* Rsol : rayon du soleil (unité de mesure de nos rayons).

(a) Vue d’artiste du système HR 5171A. Les échelles sont données en millisecondes d’arc (mas) et en unités astronomiques (AU).
(b) Image obtenue à partir de l’analyse des données interférométriques de l’instrument VLTI/AMBER : étoile de rayon 6.3AU, compagnon non-résolu situé à une distance projeté du centre de l’étoile de 5.15AU, et environnement circumstellaire étendu.
(c) Variations photométriques cycliques dues aux éclipses successives de la primaire et de la secondaire. Les différentes phases sont illustrées par des images « fil-de fer » du système.
(d) Image coronographique de l’environnement d’HR5171A obtenue avec l’instrument GEMINI/NICI. La coronographie permet de masquer la lumière de l’étoile au centre de l’image, et de révéler ainsi la présence d’un environnement circumstellaire s’étendant sur 6480 AU (1.8 seconde d’arc).


2 Grâce à la fameuse 3e loi de Kepler


Olivier Chesneau
Laboratoire Lagrange, UMR7293, Univ. Nice Sophia-Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur, 06300 Nice, France

Tél. : +33 (0)4 92 00 19 79
Fax : +33 (0)4 92 00 30 33
Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.


O. Chesneau, A. Meilland, E. Chapellier, F. Millour, A.M. Van Genderen, Y. Nazé, N. Smith, A. Spang, J.V. Smoker, L. Dessart, S. Kanaan, Ph. Bendjoya, M.W. Feast, J.H. Groh, A. Lobel, N. Nardetto, S. Otero, R.D. Oudmajer, A.G. Tekola, P.A. Whitelock, C. Arcos, M. Curé, L. Vanzi ; The Yellow Hypergiant HR 5171 A : Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase, A&A, in press (available on

ESA’s billion-star surveyor Gaia is slowly being brought into focus. This test image shows a dense cluster of stars in the Large Magellanic Cloud, a satellite galaxy of our Milky Way.

Once Gaia starts making routine measurements, it will generate truly enormous amounts of data. To maximise the key science of the mission, only small ‘cut-outs’ centred on each of the stars it detects will be sent back to Earth for analysis.

This test picture, taken as part of commissioning the mission to ‘fine tune’ the behaviour of the instruments, is one of the first proper ‘images’ to be seen from Gaia, but ironically, it will also be one of the last.

Gaia was launched on 19 December 2013, and is orbiting around a virtual point in space called L2, 1.5 million kilometres from Earth.

Gaia’s goal is to create the most accurate map yet of the Milky Way. It will make precise measurements of the positions and motions of about 1% of the total population of roughly 100 billion stars in our home Galaxy to help answer questions about its origin and evolution.

Repeatedly scanning the sky, Gaia will observe each of its billion stars an average of 70 times each over five years. In addition to positions and motions, Gaia will also measure key physical properties of each star, including its brightness, temperature and chemical composition.

To achieve its goal, Gaia will spin slowly, sweeping its two telescopes across the entire sky and focusing the light from their separate fields simultaneously onto a single digital camera – the largest ever flown in space, with nearly a billion pixels.

But first, the telescopes must be aligned and focused, along with precise calibration of the instruments, a painstaking procedure that will take several months before Gaia is ready to enter its five-year operational phase.

As part of that process, the Gaia team have been using a test mode to download sections of data from the camera, including this image of NGC1818, a young star cluster in the Large Magellanic Cloud. The image covers an area less than 1% of the full Gaia field of view.

The team is making good progress, but there is still work to be done to understand the full behaviour and performance of the instruments.

While all one billion of Gaia’s target stars will have been observed during the first six months of operations, repeated observations over five years will be needed to measure their tiny movements to allow astronomers to determine their distances and motions through space.

As a result, Gaia’s final catalogue will not be released until three years after the end of the nominal five-year mission. Intermediate data releases will be made, however, and if rapidly changing objects such as supernovae are detected, alerts will be released within hours of data processing.

Eventually, the Gaia data archive will exceed a million Gigabytes, equivalent to about 200 000 DVDs of data. The task of producing this colossal treasure trove of data for the scientific community lies with the Gaia Data Processing and Analysis Consortium, comprising more than 400 individuals at institutes across Europe.

European Space Agency

Gaia calibration image

Credits : ESA/DPAC/Airbus DS

A Gaia test image of the young star cluster NGC1818 in the Large Magellanic Cloud, taken as part of calibration and testing before the science phase of the mission begins. The field-of-view is 212 x 212 arcseconds and the image is approximately oriented with north up and east left. The integration time of the image was 2.85 seconds and the image covers an area less than 1% of the full Gaia field of view.

Gaia’s overall design is optimised for making precise position measurements and the primary mirrors of its twin telescopes are rectangular rather than round. To best match the images delivered by the telescopes, the pixels in Gaia’s focal plane detectors are then also rectangular. In order to produce this image of NGC1818, the image has been resampled onto square pixels. Furthermore, to maximise its sensitivity to very faint stars, Gaia’s main camera does not use filters and provides wide-band intensity data, not true-colour images. The false-colour scheme used here relates to intensity only. The real colours and spectral properties of the stars are measured by other Gaia instruments.


MP3C est l’acronyme de Minor Planet Propriétés Physical catalog ( Ce portail web permet un accès facile à une variété de propriétés physiques, telles que l’albédo, les couleurs, les tailles et les périodes de rotation d’astéroïdes, obtenues à partir de différentes sources ou de différentes bases de données :

Au cours des dernières années nous avons assisté à une forte croissance du nombre d’astéroïdes pour lesquels nous avons des propriétés physiques. Cependant, ces données sont dispersées dans une multiplicité de catalogues. L’extraction de données et leur combinaison pour une analyse plus approfondie nécessitent des outils personnalisés, une situation rendue encore plus complexe par la diversité des sources de données : certaines d’entre elles sont bien standardisées (format Planetary Data System), d’autres ne le sont pas.

MP3C est un nouveau service standardisé OVA pour la communauté scientifique française et internationale qui répond à ce problème.

Il emploie les standards de l’Observatoire Virtuel en Astrophysique (OVA) et permet à l’utilisateur d’accéder à des propriétés sélectionnées d’astéroïdes par simple requête SQL. A l’heure actuelle, des données de type différent ont été inclues dans MP3C : les paramètres orbitaux, photométriques, les paramètres de la courbe de lumière, de tailles et d’albédo obtenus par les satellites IRAS, Akari et WISE ; les couleurs du relevé SDSS ; la taxonomie SMASS ; l’appartenance à une famille ; l’information sur les éventuels satellites de ces astéroïdes et des résultats provenant des occultations stellaires. D’autres sources de données seront ajoutées dans un futur proche. L’extraction des propriétés physiques contenues dans MP3C est configurable par les utilisateurs en fonction de critères de recherche. La liste des objets en retour peut être utilisée de façon interactive pour construire des graphiques grâce à des outils standards de l’OVA comme TOPCAT. En outre, les éphémérides et les visibilités des astéroïdes peuvent être calculés pour différents sites d’observation grâce à un lien vers un service del’IMCCE.

La distribution des albedos dans la double famille d’asteroides Nysa-Polana.

Formes d’astéroïdes determinées par inversion de courbe de lumière.

Le service MP3C a été développé par Marco Delbo et Paolo Tanga, astronomes à l’OCA. Il a été implémenté par Jérôme Gerakis, ingénieur à l’OCA, et fait partie des services Observatoire Virtuel de cet établissement (responsable : Eric Slezak).





Les journées radio SKA-LOFAR vont être organisées par l’action spécifique SKA-LOFAR en association avec l’ensemble des programmes nationaux de l’INSU (PCMI, PNCG, PNHE, PNST, PNP, PNPS).

Lieu : Amphithéâtre de l’Institut d’Astrophysique de Paris

Date : Mardi 11 février 2014 (début 14h) au Jeudi 13 février 2014 (fin en milieu d’après midi)

Site Web  :


L’objectif de ces journées scientifiques sera de présenter les nouveaux grands instruments radio (LOFAR, MeerKAT, ASKAP, SKA,...), leurs programmes scientifiques, leurs communautés et leurs projets actuels, susciter de nouveaux projets et acteurs de la communauté française dans toutes les thématiques, faire se rencontrer les experts des instruments et les utilisateurs potentiels.

Les journées incluront des présentations invitées et des contributions et se termineront par un débat sur les suites à leur donner, avec en premier lieu la préparation de la prospective INSU et l’écriture d’un « white paper » regroupant les intérêts de la communauté française pour le SKA.

Le programme sera construit à partir de la diversité des thèmes scienctifiques de LOFAR et SKA : époque de réionisation, physique fondamentale avec les pulsars, HI et évolution des galaxies, cosmologie, magnétisme cosmique, planétologie, exobiologie, « survey » en continue, l’univers transitoire, etc.

Un atelier sur la science de NenuFAR (la super station LOFAR) suivra immédiatement les journées radio, au même endroit. Pour plus d’informations veuillez vous rendre ici.

Ces journées se tiendront du 11 février 2014 au 13 février 2014 et auront lieu dans l’Amphithéâtre Henri Mineur de l’IAP : Institut d’Astrophysique de Paris
Vous pouvez accéder au programme complet ici.

Contact : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.


Aller au haut