MATISSE : vers un nouveau regard au VLTI.

Le projet MATISSE (Multi AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment), instrument de seconde génération du VLTI (Very Large Telescope Interferometer) vient de franchir une étape décisive : le passage de la revue finale de conception (« Final Design Review » ou FDR). Cette revue, qui s’est tenue à l’ESO (European Southern Observatory) les 25-26-27 avril, s’est déroulée avec succès, initiant l’étape de construction de l’instrument. Le Consortium MATISSE, chargé de concevoir, réaliser et tester cet instrument de seconde génération du VLTI est piloté par l’Observatoire de la Côte d’Azur (OCA), et regroupe plusieurs instituts européens1. MATISSE pourra combiner les faisceaux de 4 télescopes en mode interférométrique dans l’infrarouge moyen. Il permettra ainsi de réaliser des images à des résolutions angulaires inégalées dans un domaine de longueur d’onde très peu exploité en interférométrie optique. Cette avancée instrumentale permettra de porter un regard nouveau sur les disques protoplanétaires, au sein desquels se forment les planètes, ou bien encore sur les noyaux actifs de galaxie et notamment les régions les plus proches du trou noir central.

Le VLT est un ensemble de 4 télescopes de 8 mètres de diamètre, opéré par l’ESO, localisé sur le Cerro Paranal dans le désert chilien de l’Atacama, auxquels peuvent s’adjoindre 4 télescopes auxiliaires repositionnables (AT) de 1.80 m. Dans sa version interférométrique, le VLT permet de faire interférer les faisceaux provenant de plusieurs télescopes ; il devient alors le VLTI : le Very Large Telescope Interferometer.
Les détails astrophysiques révélés par le VLTI sont équivalents à ceux qu’obtiendrait un télescope virtuel de 200 mètres de diamètre (la distance séparant les 2 stations les plus éloignées des ATs). La technique d’interférométrie offre la possibilité d’observer des détails astrophysiques inaccessibles avec les télescopes classiques. Cependant, une mesure interférométrique ne fournit qu’une partie de l’information de l’objet observé, comme si le télescope de 200 mètres était « troué ». Une observation interférométrique ne donne donc pas accès à une image directe obtenue avec un télescope monolithique mais à un ensemble d’observables issues de la mesure des franges d’interférences. La reconstruction d’image fait appel à un processus d’inversion. Pour obtenir la totalité de l’information sur l’objet, il faut « combler les trous » en multipliant les configurations utilisées pour combiner les télescopes. Ceci est possible en déplaçant les télescopes, en utilisant la rotation de la Terre sur elle-même, et/ou en augmentant le nombre de télescopes recombinés.
Actuellement, deux instruments ouverts à la communauté permettent de combiner respectivement 2 et 3 des télescopes du VLTI dans des bandes spectrales distinctes : MIDI de 8 à 13 microns et AMBER de 1.1 à 2.4 microns, plus un instrument visiteur, PIONIER, qui a servi à expérimenter le mode interférométrique à 4 télescopes du VLTI.
 

Panoramic VLTI - F. Millour (OCA)

Le Very Large Telescope (VLT) est situé sur le Cerro Paranal dans le désert de l’Atacama au Chili et est exploité par l’European Southern Observatory (ESO). L’instrument MATISSE permettra notamment de recombiner les 4 télescopes géants de 8 mètres. (Crédit : F. Millour).
 

Avec l’instrument MATISSE capable de combiner simultanément 4 télescopes, la reconstruction des images devient efficace. De plus les percées astrophysiques attendues de MATISSE se fondent sur l’exploration d’un domaine de longueurs d’onde quasiment inutilisé actuellement en interférométrie optique. Il s’agit du domaine spectral de l’infrarouge moyen, dont les bandes de transmission L, M et N centrées à 3.5, 4.5 et 10.5 microns, révéleront la structure des nuages de gaz et de poussières mais aussi leur composition chimique et minéralogique, grâce à plusieurs signatures spectrales d’intérêt.

La revue finale de conception de MATISSE (FDR) s’est déroulée en deux étapes : la première a concerné les parties optique et cryogénique de l’instrument et s’est tenue les 28 et 29 Septembre 2011, la seconde a concerné l’ensemble de l’instrument et s’est tenue les 25-26-27 Avril 2012. C’est la Division Instrumentale de l’ESO qui décidera de clore officiellement la FDR d’ici 2 à 3 mois sur la base des recommandations positives du Comité de revue. 
Avec la réussite de ces revues, le Consortium MATISSE répond à un double défi conceptuel et technologique, lié d’une part à la combinaison de 4 télescopes, et d’autre part au domaine spectral très particulier de l’infrarouge moyen. Pour observer dans ce domaine spectral contraignant, il a été nécessaire de s’accommoder de l’émission propre des optiques et de notre atmosphère. Ceci a été réalisé par le développement d’un environnement cryogénique pour une partie des optiques de l’instrument, et surtout par d’élaboration de nouveaux procédés d’observation et de calibration.
La fin de l’intégration et des tests, qui se dérouleront sur un site de l’OCA à Nice, est prévue pour l’été 2015. La première lumière de l’instrument et le début de son exploitation sont attendus début 2016.

Note :
1 Laboratoire Lagrange de l’Observatoire de la Côte d’Azur,(CNRS, Université de Nice- Sophia Antipolis) Max Planck Institute for Astronomy (Heidelberg), Max Planck Institute for Radioastronomy (Bonn), NOVA-ASTRON (Dwingeloo) et Leiden Observatory (Leiden), Université de Kiel, Université de Vienne, Observatoire de Konkoly.

Pour en savoir plus :
Lien vers le communiqué INSU
https://www.matisse.oca.eu/

Contacts :
Chercheur :
Observatoire de la Côte d’Azur
Bruno Lopez - Responsable du projet MATISSE
Laboratoire Lagrange
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Presse :
Observatoire de la Côte d’Azur
Cyrille Baudouin - Responsable de la communication
+33 (0) 4 92 00 19 70
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(50000) Quaoar : première détection d’une occultation par un objet transneptunien depuis l’Europe

Quand un objet du Système Solaire passe devant une étoile durant une « occultation », il offre aux astronomes l’opportunité d’obtenir sa taille et sa forme avec précision. Il y a quelques semaines, la détection d’une occultation stellaire par un gros objet Trans Neptunien (évoluant au-delà de la position de Neptune) a été observée pour la première fois depuis le continent européen. L’Observatoire de la Côte d’Azur a joué un rôle crucial dans ce succès. La taille de l’objet dénommé (50000) Quaoar a ainsi été mesurée.

Au cours de leur mouvement dans le ciel, les corps du Système Solaire passent de temps à autre devant une étoile. De telles occultations d’étoiles par des astéroïdes sont très courantes, mais elles sont difficiles à prédire et à observer pour les objets Trans-Neptuniens (évoluant dans la Ceinture de Kuiper au-delà de Neptune) bien plus distants, qui peuplent les parties externes du Système Solaire. Néanmoins, les occultations stellaires se sont avérées être d’une importance fondamentale pour déterminer les caractéristiques de ces objets. Pour cette raison, le succès de l’observation d’une occultation de l’objet (50000) Quaoar le 17 Février 2012 est remarquable. De plus, cette observation constitue la première détection positive depuis l’Europe car jusqu’à présent, les événements positifs avaient tous été observés depuis l’Amérique du Sud.
L’Observatoire de la Côte d’Azur (OCA) a joué un rôle majeur dans ce succès : P. Tanga (Laboratoire Lagrange, OCA) a pu observer l’événement depuis un site localisé à Tourrette-Levens (à 10 km de Nice). Au même moment, le télescope robotisé TAROT (sous la responsabilité de M. Boer, OCA) situé sur le plateau de Calern, le site d’observation de l’OCA, utilisé par A. Klotz (IRAP, Toulouse) et E. Frappa (réseau Euraster), a permis une observation complémentaire. Deux autres astronomes ont observé l’occultation avec succès : J. Lecacheux (LESIA, Observatoire de Paris, depuis Valensole, Alpes de Haute-Provence) et S. Sposetti (Observatoire de Gnosca, Suisse).

L’observation réelle est seulement la dernière étape de la chaine d’action, car la prédiction de ces événements est une tâche ardue. En effet, l’étoile occultée projette une ombre sur Terre (comme lors d’une éclipse du Soleil), mais la trajectoire exacte de cette ombre à la surface de notre planète est très difficile à déterminer à l’avance. Les mesures précises de position pendant plusieurs semaines/jours précédant l’événement ont permis d’améliorer ces prédictions, notamment grâce à la collaboration de différents groupes tels que ceux dirigés par M. Assafin (Rio de Janeiro, Brésil), R. Behrend (Obs. de Genève, Suisse), et J.-L. Ortiz (Grenade, Espagne), et la coordination établie par B. Sicardy (LESIA, Observatoire de Paris).

Ces observations délicates délivrent des informations précieuses sur les caractéristiques de ces objets transneptuniens. Ainsi, la vitesse de ces objets étant bien connue, en mesurant la durée d’une occultation, on peut déterminer la taille du corps qui occulte l’étoile. Sans l’opportunité de cet événement astronomique, il faudrait connaître la magnitude absolue du corps ainsi que son albédo (fraction de lumière réfléchie par la surface du corps, provenant du Soleil), qui exige le recours à des techniques d’observations complexes (dans l’infrarouge thermique, ou en utilisant la polarimétrie). Mais des complications existent aussi dans le cas d’une occultation. En effet, selon sa chance, un observateur peut se situer seulement à la fin de la trajectoire de l’ombre (il/elle verra alors seulement une brève occultation de l’étoile), ou bien juste au milieu (occultation plus longue), ou bien encore à n’importe quel endroit entre ces deux positions. En pratique, plusieurs observateurs chanceux sont nécessaires pour tracer la silhouette du corps projetée sur le ciel, dans une sorte de théâtre d’ombres chinoises !

La réussite de ces observations constitue donc un succès scientifique car les objets Trans-Neptuniens sont si éloignés et si peu lumineux que les autres techniques ne sont pas capables de fournir des estimations précises de leurs dimensions. Les observations dans l’infrarouge lointain – domaine spectral dans lequel la quantité de radiation thermique peut être reliée à la taille de l’objet – sont très difficiles pour des corps si froids.

Les occultations stellaires et les déterminations directes de diamètre sont précieuses pour notre compréhension des objets lointains du système solaire. Aussi, les indications concernant les formes d’un objet déduites d’une occultation fournissent des informations sur sa structure interne et peuvent permettre de déterminer sa densité. La taille modeste des télescopes utilisés - pour (50000) Quaoar, tous les instruments sont d’un diamètre de 20-40 cm – constitue un avantage supplémentaire et démontre l’efficacité de la technique.
Les perspectives concernant les occultations stellaires sont prometteuses : l’OCA est impliqué activement dans la mission spatiale Gaia de l’Agence Spatiale Européenne (ESA), qui sera lancée en 2013 et améliorera fortement les prédictions d’occultation grâce à ses mesures extrêmement précises des positions à la fois des étoiles et des corps du Système Solaire.

"Résultat préliminaire de l’occultation de Quaoar observée avec un télescope de 35 cm de diamètre par P. Tanga du Laboratoire Lagrange(UNS, CNRS, OCA). Chaque point correspond à une mesure de luminosité de l’étoile au cours du temps. L’étoile disparaît entre les lignes bleue et verte. La duré de la disparition est d’environ 50 s."
"La prédiction “dernière minute” de l’occultation stellaire pour l’objet (50000) Quaoar. Les deux lignes noires délimitent la trajectoire de l’ombre. Les points verts représentent les positions d’observateurs potentiels. La zone en gris foncé du globe terrestre est dans la nuit au moment de l’événement, tandis que la zone en gris claire correspond au crépuscule du matin."
"Sur cette succession d’images, on distingue l’occultation de l’étoile (au centre) par l’objet Quaoar."

Contact Chercheur : P. Tanga (UMR7293 Lagrange, OCA), email : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

Liens intéressants

Bruno Sicardy, prédiction des occultations stellaires par des TNOs

Occultation par Eris, Nov 6, 2010

TAROT et Quaoar

Vénus, une exoplanète en transit dans la zone habitable

Les 5-6 Juin 2012, le passage de Vénus devant le Soleil offre une opportunité exceptionnelle à la communauté scientifique internationale. Les observations simultanées de Vénus à partir de moyens terrestres et spatiaux lors du transit permettront d’observer la partie de l’atmosphère située au-dessus des nuages à 70 km d’altitude. Ces observations permettront d’affiner la modélisation de cette couche atmosphérique, établie à partir des observations du transit de 2004 et qui fait l’objet d’une publication dans la revue Icarus, parue au mois de Mars. Ces résultats sont publiés par une équipe internationale de chercheurs menée par Paolo Tanga, chercheur au Laboratoire Lagrange (UNS, CNRS, OCA) de l’Observatoire de la Côte d’Azur (OCA). Par ailleurs, les observations de 2012 seront menées au sol grâce à des coronographes réalisés à l’OCA. Dans le contexte actuel de recherches d’exoplanètes, les astronomes espèrent ainsi profiter du transit de Vénus pour affiner les interprétations d’observations de transits de planètes de type terrestre devant leur étoile.

Le passage de Vénus devant le soleil donne l’opportunité d’étudier l’atmosphère de Vénus depuis la Terre. A l’instant où Vénus est en contact avec le bord du soleil, un arc de lumière appelé auréole, à l’intensité variable, souligne la planète du côté opposé. Il s’agit de lumière solaire réfractée au dessus des nuages de Vénus, qui culminent à 70 kilomètres d’altitude. Cette auréole est 10-100 fois plus ténue que la surface visible du soleil. Sa brillance et son étendue sont fonction de la densité et la température des couches atmosphériques traversées. Alors que l’auréole a été décrite par les observateurs depuis 1761, le passage de 2004 est le premier où elle a pu être enregistrée avec une précision exploitable au plan scientifique. « Nous ignorions jusqu’en 2004 que la photométrie de l’auréole pouvait être si aisément observée et s’intégrer dans ces deux problématiques scientifiques, la climatologie de Vénus et la caractérisation des exoplanètes », explique Paolo Tanga du laboratoire Lagrange de l’OCA, qui a conduit l’étude qui vient d’être publiée. « A partir de 3 jeux d’observations de 2004, nous avons pu construire un modèle photométrique complet de l’auréole et le comparer à nos mesures ».

Fig. 2. (à g. ) Vénus (disque gris sombre) vue depuis la Terre, lorsqu’elle se situe à la fois devant le soleil et le fond du ciel. A l’élement de surface dS correspond l’image réfractée dS’ de longueur l and largeur dr′, du fait de la réfraction atmosphérique de Vénus. (à dr.) : Geometrie de la réfraction par l’atmosphère de Vénus, vue de profil. Les dimensions et les angles ont été exagérés pour la clarté de la figure (Tanga et al., 2012).

Mieux détaillées, les observations de l’auréole en chaque point du limbe de Vénus en 2012 permettront aux scientifiques de déterminer si la variabilité des phénomènes observés par Vénus Express, en orbite autour de Vénus depuis 2006, correspondent à des variations fonction du temps ou de la latitude. Comme l’explique T. Widemann, chercheur au LESIA à l’Observatoire de Paris, « A l’instant du passage de Vénus, par l’imagerie de l’auréole à plusieurs longueurs d’onde, nous pourrons mesurer la structure thermique de l’atmosphère moyenne à toute latitude, d’un pôle à l’autre, le long du terminateur, et comparer ces valeurs aux mesures Vénus Express ».

Pour caractériser l’auréole lors du prochain transit en juin 2012, Tanga, Widemann et leurs collègues ont conçu un ensemble de huit coronographes, chacun fonctionnant dans un intervalle spectral différent. Les coronographes, fabriqués et assemblés à l’OCA, seront mis en station dans les régions d’observation du phénomène (Svalbard en Europe, Extrême-Orient, la côte ouest US et l’Australie).

Fig. 3 – Un coronographe conçu spécialement pour l’imagerie à haute résolution spatiale de l’auréole de Vénus à l’immersion et l’émersion est en cours de construction à l’Observatoire de la Côte-d’Azur. Il sera déployé dans les régions d’observation du phénomène (Svalbard en Europe, Extrême-Orient, la côte ouest US et l’Australie). Les observations seront comparées aux données d’observations au sol et spatiales (Vénus Express, HST).

Par ailleurs, ce passage offre la possibilité de caractériser l’atmosphère de Vénus comme celle d’une atmosphère d’exoplanète en transit devant son étoile, aux limites de la zone habitable. Trois mois avant le dernier passage de Vénus devant le soleil du 21e siècle, des scientifiques du monde entier se réunissent cette semaine à l’Observatoire de Paris afin de préparer la campagne, lors d’un atelier international organisé sous l’égide de l’infrastructure de recherche européenne Europlanet et le partenariat Hubert-Curien EGIDE/Sakura franco-japonais.

Les missions Corot et Kepler ont révélé l’existence d’exoplanètes appelées super-Terres, s’approchant de la dimension de la Terre et Vénus. Or, ces deux corps sont des planètes soeurs, presque semblables mais ayant évolué différemment. Si Vénus était une exoplanète en transit, que verrions-nous de ses caractériques physiques ? de sa composition chimique ? Quelles mesures seraient sujettes à interprétation ? T. Widemann précise que l’objectif est de « caractériser la signature spectrale de l’atmosphère de Vénus en transit, et tester la limite de détection de ses constituants atmosphériques, qui nous sont déjà connus ».

Pour T. Widemann, « les passages sont un passionnant marqueur des avancées technologiques siècle après siècle. Au dix-huitième siècle, les chronomètres ont permis la mesure de l’unité astronomique. Au dix-neuvième siècle, la photographie a permis la conservation et l’archivage des observations. Au 21e siècle, nous explorons le phénomène simultanément depuis l’espace et depuis la Terre. Quelle nouvelle approche du passage de Vénus nous réservera le 22e siècle ? »

Fig 1.La lumière solaire réfractée observée durant la sortie du disque de Vénus du soleil, lors du passage de juin 2004 à l’aide (a) du satellite TRACE de la NASA, (b) du télescope DOT de La Palma (c) observé à l’aide d’un coronographe au sol utilisant une lunette de 9 cm d’ouverture (Pasachoff et al. 2011 ; Tanga et al., 2012). Dans (b) on remarque les variations de la dimension et de l’intensité de l’auréole en fonction du temps.

POUR PLUS D’INFORMATION

‘Sunlight refraction in the mesosphere of Venus during the transit on June 8th 2004.’
P. Tanga, T.Widemann, B. Sicardy, J.M. Pasachoff, J. Arnaud, L. Comolli, A. Rondi, S. Rondi, P. Sutterlin 2012, Icarus 218, 207-219.
The paper is available on Astro-ph.

The Venus Twilight Experiment’

Sur le site de l’Observatoire de Paris

Sur le site d’Europlanet

Sur le site d’Astrobio

CONTACT

Thomas Widemann
LESIA
Observatoire de Paris
Meudon, France
E-mail : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

Paolo Tanga
Laboratoire Lagrange
Observatoire de la Côte d’Azur
Nice, France
E-mail : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

Les fractures les plus courantes de l’écorce terrestre enfin modélisées

Depuis plus d’un siècle l’interprétation mécanique de la formation des fractures naturelles préoccupe les géologues tant du point de vue académique (comment l’écorce terrestre se déforme-t-elle en cassant ?) qu’industriel (réserves de fluides, gîtes minéraux). Les résultats de recherches interdisciplinaires menées depuis une dizaine d’années dans le cadre du consortium Geo-FracNet et d’une collaboration avec les sociétés Shell et Total sous la direction de A Chemenda, physicien-géomécanicien de Géoazur (CNRS-Univ Nice Sophia Antipolis – IRD/OCA) et de Jean-Pierre Petit, géologue de Géosciences Montpellier (CNRS-Univ Montpellier 2), remet en cause les interprétations généralement admises des fractures les plus abondantes de l’écorce superficielle, les diaclases (ou joints tectoniques). Elles s’organisent en réseaux géométriques parfois très spectaculaires.

Réseau de diaclases dans un banc de grés (Eaglehawk Neck, Tasmania).

 

La synthèse d’analyses de terrain détaillées et de travaux expérimentaux récents suggère que ces diaclases ne seraient que l’expression d’une dilatation localisée. Ceci a des conséquences sur la genèse des réservoirs fracturés et plus généralement, sur la compréhension des mécanismes de rupture des géomatériaux. Ces travaux ont fait l’objet de plusieurs publications dans des revues spécialisées dont Tectonophysics (sous presse).
 

Voir le communiqué complet
 

Contact(s) :
• Alexandre Chemenda, Géoazur (CNRS-UNS-IRD/OCA)
Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 04 92 94 26 61
 

Un réseau sismologique flottant

Depuis des décennies, les sismologues rêvent de couvrir le fond des océans de stations sismologiques permanentes. Ils pourraient ainsi étudier par l’imagerie tomographique la structure profonde de la Terre sous les domaines océaniques avec une aussi grande précision que celle qu’ils obtiennent sous les domaines continentaux, très largement couverts par les réseaux sismologiques terrestres. Le coût et les difficultés technologiques liées au milieu marin et à l’éloignement des côtes n’ont pas encore permis d’implanter un réseau sismologique fond de mer permanent dans les océans. Grâce à la mise au point par des chercheurs de Géoazur (CNRS-UNS-IRD/OCA) d’un hydrophone flottant capable d’enregistrer des données sismiques en mer de manière exploitable pour des analyses tomographiques à l’échelle globale, un verrou vient d’être levé. Les travaux ont été publiés dans la revue EOS et font l’objet d’un communiqué INSU.

Des chercheurs de Géoazur à Villefranche sur Mer ont mis au point avec leur équipe un nouveau système d’hydrophones appelés Mermaid rendant accessible à l’étude les 70 % de la planète qui jusqu’à présent échappait à la surveillance sismique permanente. La perspective de pouvoir créer un jour un observatoire flottant n’est donc plus aujourd’hui du domaine de l’utopie.
L’imagerie 3D obtenue par tomographie est basée sur l’étude des décalages de vitesse de propagation des ondes sismiques lorsqu’elles traversent les couches qui constituent le globe terrestre avec une vitesse variable selon leurs densité. Les hydrophones n’enregistrent que les ondes acoustiques P, aucun équipement comparable n’était disponible jusqu’à présent pour des analyses en mer.
Frederik Simons et Guust Nolet à l’Université de Princeton ont démontré en 2006 que le concept du couplage d’un hydrophone à un flotteur sismique SOLO (Sounding Oceanographic Lagrangian Observer) était réalisable. Aujourd’hui Yann Hello et Guust Nolet ont mis au point un prototype opérationnel qui devrait être disponible en 2012.
Il s’agit d’un hydrophone multicanaux qui, contrairement aux sismomètres fond de mer (OBS, Ocean Bottom seismometer), ne repose pas sur le fond marin mais est capable de dériver entre deux eaux pour servir à plusieurs missions d’observations simultanées. Son nom : MERMAID.

 

Deux campagnes de test d’enregistrements avec deux premiers prototypes ont eu lieu en mer Ligure. Lors de la première campagne un séisme de magnitude 7.2, survenu le 24 juin dernier au large des iles Aléoutiennes Fox en Alaska, a été enregistré par MERMAID. Lors de la deuxième campagne réalisée en septembre d’autres données ont été récupérées et un séisme de magnitude 5.5 survenu en Turquie a été détecté et enregistré. Ces deux campagnes montrent l’efficacité de MERMAID pour la détection et l’enregistrement des séismes depuis l’océan.

Source(s) :
Modern Mermaids : New Floats Image the Deep Earth, Yann Hello, Anthony Ogé, Alexey Sukhovich, Guust Nolet. EOS numéro 92 du 4 octobre 2011, p337-338.

 

Contact(s) :

Yann Hello, Géoazur (CNRS-UNS-IRD/OCA)
Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 04.93.76.38.85
Guust Nolet, Géoazur (CNRS-UNS-IRD/OCA)
Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 04.92.94.26.32.
Anthony Ogé, Géoazur (CNRS-UNS-IRD/OCA)
Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 04 93 76 37 59

 

Découverte de la correspondance entre émission intra-amas radio et millimétrique dans l’amas de galaxies RX J1347-1145.

Au cœur des amas de galaxies, dans le milieu situé entre les galaxies, l’existence d’une composante non-thermique a été révélée par la détection de sources radio diffuses dans environ 10 % des amas connus. Cette émission radio, associée non pas à des galaxies actives mais au milieu situé entre les galaxies lui-même, serait due à une ré-accélération d’électrons relativistes (dont la vitesse est de l’ordre de celle de la lumière). Les chocs résultant de la coalescence entre amas ont été évoqués comme une source possible de cette ré-accélération.

Pour la première fois, une équipe d’astrophysiciens menée par Chiara Ferrari, astronome à l’Observatoire de la Côte d’Azur au Laboratoire Cassiopée (OCA, CNRS, UNS), montre de façon non ambiguë la correspondance entre l’émission radio diffuse et une région de haute pression détectée à travers l’effet Sunyaev-Zel’dovich (SZ) dans l’amas de galaxies RX J1347-1145. Il s’agit d’un des amas les plus brillants du ciel, en cours de formation par coalescence entre sous-structures. L’effet SZ est lié à l’interaction entre les photons du fond diffus cosmologique et les électrons du milieu intra-amas et il est observable dans la bande mm et sub-mm. Cet effet est plus important dans les régions des amas où la pression est accrue, notamment à cause des ondes de choc. Dans le cas de RX J1347-1145, la correspondance étroite entre l’émission radio basse-fréquence (observations GMRT) et le signal mm du à l’effet SZ (données MUSTANG) montre que l’accélération des électrons résulte dans cette région de l’onde de choc produite par deux sous-amas en collision.

 

 

Résultat mis en avant dans les Highlights de la revue A&A.

Publication : Discovery of the correspondence between intra-cluster radio emission and a high pressure region detected through the Sunyaev-Zel’dovich effect, C. Ferrari et al, A&A, 534, L12.

Les missions Euclid et Solar Orbiter sélectionnées par l’Agence Spatiale Européenne

Le 4 octobre 2011, l’Agence Spatiale Européenne a annoncé la sélection de Solar Orbiter et d’Euclid en tant que missions de classe moyenne (M) du programme Cosmic Vision. Ceci est le résultat d’un long processus de sélection entrepris depuis 2007 avec plus de 50 missions en compétition. L’Observatoire de la Côte d’Azur (OCA) est impliqué dans les deux missions. Les lancements sont prévus en 2017 pour Solar Orbiter, et en 2019 pour Euclid.

 

Euclid

La mission Euclid a pour objectif principal de comprendre l’origine de l’accélération de l’expansion de l’Univers. La découverte de cette accélération en 1998, récompensée par le prix Nobel de Physique 2011, est venue bouleverser les modèles cosmologiques standards qui prédisaient au contraire un ralentissement de l’expansion du à la gravité. Plusieurs explications sont avancées pour rendre compte de ces observations : la présence d’une énergie de nature inconnue ou « énergie sombre », qui dominerait le bilan énergétique de l’Univers et agirait de manière opposée à la gravité, ou encore une modification de la théorie de la relativité générale. Euclid devrait permettre de trancher parmi ces différentes hypothèses en analysant comment celles-ci affectent les propriétés des galaxies.

 

Euclid est développée dans le cadre d’un consortium européen présidé par Yannick Mellier (IAP, CNRS/UPMC), avec une participation française importante répartie entre le CNES, plusieurs laboratoires du CNRS, le CEA, et les universités. Du côté de l’OCA, le laboratoire Cassiopée (UNS, CNRS, OCA), en collaboration avec le pôle technique du laboratoire Fizeau (UNS, CNRS, OCA), est impliqué à la fois au niveau de la réalisation de logiciels pour le segment sol et de l’analyse scientifique. En particulier, les cosmologistes de Cassiopée participeront à la détection et à l’analyse de dizaines de milliers d’amas de galaxies qui seront utilisés en tant que sonde cosmologique permettant de lever le voile sur l’origine de l’accélération de l’expansion de l’univers.

Euclid effectuera une cartographie de l’Univers de profondeur et de taille angulaire inégalée, grâce à un télescope de 1.2m de diamètre possédant un champ de vue très large (0.54 degrés carrés) et équipé de trois instruments fonctionnant dans les domaines de longueurs d’onde visible et proche infrarouge. La mission délivrera ainsi les images et les positions de 1.5 milliards de galaxies, et les distances de 50 millions d’entre elles, sur une région du ciel de 15000 degrés carrés et jusqu’à une profondeur permettant de couvrir les deux derniers tiers de l’histoire de l’Univers. D’une durée d’exploitation de 6 ans, la mission s’achèvera vers 2025. En analysant les propriétés des galaxies (leur répartition à grande échelle, leurs déformations apparentes occasionnées par l’effet gravitationnel de la matière) et des amas de galaxies (l’évolution de leur nombre en fonction de la distance), Euclid permettra de déterminer l’histoire de l’expansion de l’Univers et le taux de croissance des structures cosmiques au cours des 10 derniers milliards d’années.

 

Solar Orbiter

Après la révolution engagée par les missions Ulysses, SOHO, Cluster et SDO dans notre compréhension du fonctionnement de notre étoile à toutes les échelles spatiales et temporelles, les grandes questions concernant l’influence du Soleil sur l’environnement de la Terre demeurent. Comment fonctionne la dynamo Solaire ? Comment peut-on prédire les éruptions solaires ? Peut-on faire des prédictions à long terme de l’activité solaire ? La sonde européenne Solar Orbiter, qui doit être lancée en 2017, a pour objectif principal de répondre à ces questions. Après un voyage de près de 3 ans et demi, elle doit se positionner sur une orbite elliptique autour du Soleil. Inclinée de 25° par rapport à l’orbite terrestre, elle offrira une vue inédite sur les zones polaires du Soleil d’où s’échappent l’essentiel des particules du vent solaire. Depuis cette orbite, Solar Orbiter livrera les premières images et les premiers spectres des régions polaires, zones clé pour comprendre la production du champ magnétique solaire diffusé dans toute l’héliosphère, la zone d’influence du Soleil.

 

 

Une douzaine de laboratoires français du CNRS, du CEA et des universités sont impliqués dans cette mission. A l’OCA, le laboratoire Cassiopée (OCA/CNRS/UNS) est impliqué en tant que CO-I sur l’instrument SO-PHI (Polarimetric and Helioseismic Imager) développé par un consortium mené par le Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung en Allemagne. Cet instrument comporte un programme d’héliosismologie à haute résolution qui permettra pour la première fois de sonder la dynamique sub-photosphérique proche des pôles et d’envisager un sondage 3D permettant d’atteindre les zones profondes, siège de la dynamo solaire. En collaboration notamment avec l’IAS et le MPI, Cassiopée participe aux simulations et réalisations logicielles liées à ce programme.

 

 

 

Pour plus d’informations :
Communiqué de presse ESA
Communiqué de presse CNRS

Site web d’Euclid
Site web de Solar Orbiter

Contacts :
Euclid : S. Maurogordato ; Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.
Solar Orbiter : T. Corbard ; Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.
Communication : C. Baudouin ; Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

Découverte de la « nébuleuse de l’œuf au plat » !

Voir le communiqué de presse INSU

Il s’agit de l’image d’une étoile énorme appartenant à l’une des catégories d’étoiles les plus rares, les hypergéantes jaunes. Cette nouvelle image, la meilleure jamais réalisée d’une étoile de cette catégorie, montre pour la première fois une double enveloppe gigantesque composée de poussières, s’étendant jusqu’à plus de 10 000 fois la distance Terre-Soleil, et entourant l’hypergéante centrale. L’étoile et ses enveloppes ressemblent à un blanc d’œuf entourant son centre jaune, ce qui a conduit à la surnommer « la nébuleuse de l’œuf sur le plat ». L’équipe d’astronomes, dont Djamel Mékarnia, chercheur au laboratoire Fizeau (UNS, CNRS, OCA) à l’Observatoire de la Côte d’Azur et menée par Eric Lagadec (ESO), ancien doctorant du laboratoire Cassiopée (OCA, CNRS, UNS), ont utilisé le Very Large Telescope de l’ESO, pour réaliser cette image (voir la publication).

Cette étoile colossale, connue par les astronomes sous le nom d’IRAS 17163-3907, a un diamètre environ mille fois plus grand que celui de notre Soleil. A une distance d’environ 13 000 années-lumière de la Terre, c’est la plus proche des hypergéantes jaunes trouvées jusqu’à présent et les nouvelles observations montrent qu’elle est environ 500 000 fois plus lumineuse que notre Soleil.

« Cet objet était connu pour briller fortement dans l’infrarouge, mais, étonnamment, personne ne l’avait identifié comme étant une hypergéante jaune jusqu’à présent », déclare Eric Lagadec (European Southern Observatory), qui dirigeait l’équipe qui a produit cette image.

Image de la "nébuleuse de l'œuf sur le plat" prise dans l'infrarouge moyen avec l'instrument VISIR équipant le VLT de l'ESO. © ESO / E. LagadecLes observations de cette étoile et la découverte des enveloppes qui l’entourent ont été réalisées en utilisant la caméra infrarouge VISIR sur le VLT. Ce sont les premières images de cet objet à montrer clairement la matière qui l’entoure et à révéler deux enveloppes presque parfaitement sphériques.

Si la nébuleuse de l’œuf au plat se situait au centre du Système Solaire, la Terre se trouverait profondément enfouie dans l’étoile elle-même et la planète Jupiter serait en orbite juste à sa surface. La nébuleuse bien plus grande qui l’entoure engouffrerait toutes les planètes, les planètes naines et même quelques comètes situées bien au-delà de l’orbite de Neptune. L’enveloppe externe a un rayon correspondant à 10 000 fois la distance Terre-Soleil.

Les étoiles hypergéantes jaunes sont dans une phase extrêmement active de leur évolution, subissant une série d’événements explosifs – cette étoile a éjecté l’équivalent de quatre fois la masse du Soleil en seulement quelques centaines d’années. La matière éjectée pendant ces explosions a formé la vaste enveloppe double de la nébuleuse, qui est faite de poussière riche en silicates et mélangée avec du gaz.

Cette activité montre également que l’étoile va probablement bientôt finir sa vie d’une mort explosive – ce sera une des prochaines explosions de supernova dans notre galaxie. Les supernovae fournissent beaucoup d’éléments chimiques nécessaires au milieu interstellaire environnant et les ondes de choc qui en résultent peuvent déclencher la formation de nouvelles étoiles.

L’instrument du très grand télescope (VLT) pour l’infrarouge moyen, VISIR, a réalisé cette délicieuse image de la nébuleuse de l’Œuf au plat avec trois filtres pour l’infrarouge moyen qui sont ici coloriés en bleu, vert et rouge.

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