L’instrument SYMPA détecte les pulsations de Jupiter

Voir le communiqué de presse

Une équipe de chercheurs français (Patrick Gaulme, chercheur à l’Institut d’Astrophysique Spatiale (CNRS, Université Paris Sud) auteur principal de l’article, François Xavier Schmider, Tristan Guillot et Jean Gay (laboratoire Fizeau et laboratoire Cassiopée, CNRS, Université de Nice, Observatoire de Côte d’Azur)) est parvenue, grâce à un appareil d’observation dédié, à détecter les micro-pulsations affectant l’atmosphère de Jupiter, reflets de son activité interne. Leurs résultats sont à paraître dans la revue Astronomy and Astrophysics, acceptés pour publication le 6 juin 2011.

L’existence de ces pulsations sur Jupiter était sujet à discussion depuis plus de trente ans, mais les chercheurs devaient aussi détecter une aiguille dans une botte de foin. « Alors que les oscillations recherchées affichent une vitesse de 10 cm à 100 cm par seconde, Jupiter, elle, tourne sur elle même à 12,5 km par seconde au niveau de son équateur ! », précise Patrick Gaulme. Pour y parvenir, ils ont dû mettre au point le premier instrument capable de détecter ces micro-pulsations. Son nom : SYMPA. Il a été développé par l’Université de Nice et l’Observatoire de la Côte d’Azur et financé, à hauteur de 170 k€, par le CNRS, l’INSU, le Ministère de l’Enseignement Supérieur et de la Recherche, l’OCA et les réseaux européens ANTENA et OPTICON.
Après une semaine d’observations en 2005 à l’Observatoire du Teide aux Canaries, et au terme d’une longue et minutieuse analyse, des résultats sont tombés. L’appareil, en mesurant la vitesse radiale de l’atmosphère de Jupiter par effet Doppler, a bel et bien détecté les micro-pulsations de l’astre !

Une histoire azuréenne

L’asterosismologie (étude de la structure interne des astres par la mesure de leurs fréquences d’oscillations) est une tradition du laboratoire Fizeau depuis plus de trente ans. Ce laboratoire fut pionnier dans ce domaine avec les premières observations d’oscillations solaires depuis le Pôle Sud en 1980. Ce travail a permis des progrès considérables dans la compréhension du fonctionnement de notre étoile. Depuis, ce travail s’est poursuivi à l’OCA sur d’autres étoiles, avec notamment la participation au satellite COROT.
La nature gazeuse de Jupiter laissait présager la détection d’oscillations de même type sur cette planète, la plus grande du système solaire. Fort de son expérience dans le domaine de l’instrumentation de pointe, le laboratoire Fizeau a développé l’instrument SYMPA (Seismographic Imaging Interferometer for Monitoring Planetary Atmospheres), issu d’un concept original proposé par Jean Gay, pour mesurer d’infimes oscillations à la surface de Jupiter. Ce projet a été mené à bien par une équipe réunie autour de F.X. Schmider avec l’implication de deux jeunes chercheurs, Cédric Jacob et Patrick Gaulme. Ce dernier a développé les outils d’analyse qui ont permis d’obtenir ce résultat.
Par ailleurs, l’équipe de planétologie du laboratoire Cassiopée s’est depuis longtemps intéressée à la modélisation de la structure interne des planètes géantes. Tristan Guillot a été l’un des premiers à proposer un modèle de Jupiter comprenant trois couches : un cœur de roches et de glaces, une première enveloppe d’hydrogène dit métallique (sous très forte pression), puis une enveloppe gazeuse mélangeant principalement hydrogène et hélium. C’est à la surface de cette enveloppe que se déroulent les phénomènes météorologiques visibles à la surface de la planète géante, et notamment la fameuse tâche rouge. On cherche en particulier à mettre en évidence la présence du cœur dont l’origine date de la formation du système solaire.
C’est tout naturellement que la collaboration s’est établie entre les équipes des deux laboratoires pour confronter les mesures réalisées avec l’instrument SYMPA et les modèles théoriques. Cette collaboration sera renforcée dans le nouveau laboratoire Lagrange, issu de la fusion de Fizeau et Cassiopée au sein de l’OCA.
Le concept de SYMPA est lui au cœur du nouvel instrument DSI (Doppler Specto Imager) qui doit être embarqué sur la mission spatiale Laplace de l’ESA lancée en 2020. Cet instrument sera développé par l’OCA, l’Institut d’Astrophysique Spatiale à Orsay, le Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA en Californie, en collaboration avec plusieurs laboratoires européens.

 


"Detection of Jovian seismic waves : a new probe of its interior structure". Astronomy & Astrophysics 2011, 531, A104. P. Gaulme, F.-X. Schmider, J. Gay, T. Guillot, et C. Jacob.

 

Quand Jupiter était à la place de Mars !

Voir le communiqué de presse INSU

Pourquoi Mars est si petite par rapport à la Terre ? Les deux planètes sont pourtant très voisines dans le Système Solaire interne. Les planètes se formant dans une même région ne devraient-elles pas être semblables (comme c’est le cas de la Terre et de Vénus) ? Un article publié dans le journal Nature le 5 Juin 2011, par K. Walsh et A. Morbidelli (Observatoire de la Côte d’Azur), S. Raymond (Observatoire de Bordeaux), D. O’Brien (Planetary Science Institute, Tucson, USA) et A. Mandell (Goddard Space Flight Center, Maryland, USA) fournit enfin une réponse à cette question cruciale et, par là même, révèlent une évolution totalement inattendue de Jupiter et Saturne lors des premières phases du Système Solaire. En particulier, Jupiter aurait pénétré dans le Système Solaire interne jusqu’ à la distance de Mars avant de repartir vers sa position actuelle bien plus lointaine du Soleil.

Les simulations du processus d’accrétion des planètes rocheuses dans la Système Solaire interne (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) ont progressé d’une façon drastique durant la dernière décennie. « Les planètes synthétiques produites dans les expériences numériques avaient des propriétés fidèles à celles des planètes réelles, à une exception majeure près : les modèles produisaient une version de la planète Mars qui était toujours trop massive. », explique S. Raymond, expert de la formation des planètes telluriques. Or, en 2009, une étude de B. Hansen (UCLA, USA) a montré que, si l’on acceptait l’hypothèse que la distribution initiale du matériau solide dans le Système Solaire avait une limite externe à 1 Unité Astronomique du Soleil (1 UA = la distance Terre-Soleil), la planète Mars synthétique aurait une masse correcte dans quasiment toutes les simulations. Le problème, cependant, est d’expliquer l’existence de cette limite externe. En effet, une grande quantité de matériau existe aujourd’hui au-delà de 1 UA : la ceinture principale des astéroïdes entre 2 et 4 UA, les planètes géantes entre 5 et 30 UA et la ceinture de Kuiper encore plus lointaine. B. Hansen lui-même admettait qu’il n’avait pas d’explication naturelle à fournir pour le choix de ses conditions initiales.

La grande Virée de bord

« Le problème », poursuit Walsh « était de comprendre si la migration vers l’intérieur puis vers l’extérieur de Jupiter en traversant la région 2-4 UA pourrait être compatible avec l’existence actuelle de la ceinture des astéroïdes dans cette même région. Nous avons donc commencé un nombre considérable de simulations pour le vérifier ». Celles-ci ont été faites sur les processeurs du mésocentre SIGAMM de l’Observatoire de la Côte d’Azur. « Le résultat fut fantastique » sourit Walsh. « Les simulations ont montré que la migration de Jupiter était cohérente avec l’existence de la ceinture des astéroïdes, et en plus elle expliquait les propriétés observées dans celle-ci comme jamais auparavant ». Il existe en effet deux principales catégories d’astéroïdes dans la ceinture d’astéroïdes, associées avec deux classes de météorites récoltées sur Terre. En particulier, certains sont très secs, tandis que d’autres sont riches en eau, relativement similaires aux comètes. Walsh et ses collaborateurs montrent que le passage de Jupiter dans cette région l’a d’abord dépeuplé puis l’a repeuplé. Les corps dans la partie interne de la ceinture proviennent alors de la région située entre 1 et 3 UA du Soleil, et ceux dans la partie externe proviennent d’une région très distincte située entre et au-delà des planètes géantes. Cela explique naturellement l’origine des différences substantielles de composition des corps qui existent actuellement dans la Ceinture, qui restait un grand mystère.Evolution de la population des petits corps du système solaire durant la croissance et la migration des planètes géantes - © KJ Walsh et al., Nature 2011
Ainsi, la ceinture d’astéroïde, qui était a priori un soucis majeur dans ce scénario, s’avère le renforcer ! Les auteurs ont alors décidé d’appeler leur modèle le scénario de « la grande virée de bord » (Grand Tack Scénario en anglais), du fait du changement brutal de la direction du mouvement de Jupiter lorsqu’il atteint 1.5 UA du Soleil, analogue à la virée d’un voilier de course autour d’une balise.
« Un aspect stupéfiant du modèle de la grande virée de bord est qu’il implique que les planètes géantes de notre Système Solaire se sont déplacées de façon significative comme les planètes observées autour d’autres soleils », explique S. Raymond qui est aussi un expert des planètes extra-solaires. En fait, de nombreuses planètes extra-solaires sont découvertes à très grande proximité ou très loin de leur propre soleil, une propriété expliquée en invoquant des migrations de très grande ampleur au travers de leurs nébuleuses proto-planétaires respectives. Ainsi, le modèle de grande virée de bord montre que de ce point de vue, le Système Solaire n’est pas un cas exceptionnel.
Un autre aspect important du modèle de grande virée de bord est que les orbites finales des planètes géantes à la fin de leur migration sont précisément les orbites initiales du modèle appelé « modèle de Nice », publié dans le journal Nature il y a 6 ans par Morbidelli et ses collègues et qui explique l’évolution du Système Solaire à partir de l’époque à laquelle le modèle de grande virée de bord se termine, c’est-à-dire une fois le gaz du disque protoplanétaire totalement disparu. Pour Morbidelli, « les deux modèles se connectent de façon naturelle, chacun décrivant l’une des deux phases successives de l’histoire du Système Solaire ». C’est la première fois qu’un scénario unique et cohérent se dessine de l’histoire précoce de notre Système Solaire.

Contact chercheur : A. Morbidelli, Université de Nice-Sophia Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d’azur. Téléphone : 04 92 00 30 51, email : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.
Contact Presse : C. Baudouin, Responsable communication, Observatoire de la Côte d’Azur.
Téléphone : 04 92 00 19 70, email : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

PREMIERE LUMIERE SODISM-II à CALERN

 Bâtiment PICARD-SOL à Calern et intégration de SODISM-2

Dans la continuité de 30 ans de mesures du rayon solaire sur le plateau de Calern dont le bilan vient d’être publié dans les comptes rendus de physique(Morand et al., 2010), la mission PICARD SOL est constituée de :

 

- Un télescope imageur SODISM II(adaptation du modèle de qualification SODISM), réplique de l’instrument de mesure du diamètre solaire SODISM embarqué sur le satellite PICARD lancé en juin 2010. L’instrument permet d’effectuer les mesures de diamètre du soleil. L’instrumentSODISM réalise des acquisitions d’images au moyen d’une matrice CCD de 2048 pixels par 2048 pixels. L’instrument peut réaliser ses acquisitions suivant différentes configurations spectrales qui sont obtenues au moyen de deux roues à filtres à cinq positions chacune. Les longueurs d’onde sont : 393.37 nm, 535.7 nm, 607.1 nm, 782.2 nm et 1025 nm.

 

Le télescope SODISM II a été entièrement développé par le CNRS LATMOS (Figure 2). Il a été assemblé et réglé dans les locaux de Guyancourt. Il est le fruit d’une coopération étroite entre le LATMOS et l’Observatoire de la Côte d’Azur qui a développé la monture et le système de guidage(Figure 3).

 

Figure 2 Remise à niveau du télescope SODISM II et contrôle optique au LATMOS (Guyancourt)

 

Le CCD est régulé à une température de -11°C. L’ensemble du télescope est régulé à une température proche de 20°C. La monture de l’instrument SODISM suit le Soleil en permanence et nous permet de réaliser les prises de vue au cours de la journée.

Le télescope SODISM II a été au préalable remis à niveau (mise en place d’un nouveau CCD, intégration d’un filtre interférentiel de longueur d’onde 1025 nm, ajout de filtres verts, …). Sa qualité optique a ensuite été contrôlée.

 

SODISM II a rejoint le moniteur de turbulence MISOLFA sur le plateau de Calern début Mars(Figure 1) et a acquis ses premières images immédiatement (Figure 4, Figure 5)

 

 

Figure 3 Instrument SODISM 2 sur sa monture sur le plateau de Calern

Figure 4 Image du Soleil à 535 nm

Figure 5 Image du Soleil à 607 nm

Premières vues du soleil acquises par l’instrument SODISM II, le 18 mars 2011 à Calern (Observatoire de la Côte d’Azur). Il s’agit d’images brutes, de niveau N0, aux longueurs d’onde de 535.7 nm (Figure 4) et 607 nm (Figure 5) (bande passante de 0,5 nm).

 

- Un Moniteur d’Images SoLaires Franco-Algérien MISolFA(Figure 6) permet de quantifier les effets de la turbulence atmosphérique sur la mesure du rayon solaire. Les longueurs d’onde utilisées seront proches de celles de l’instrument SODISM II. L’instrument MISOLFA est utilisé depuis début 2010 en routine pour qualifier le site (Corbard et al. 2011, Irbah et al. 2010) et a réalisé ses premières mesures simultanées avec l’instrument SODISM II en mars 2011.

 

 

 Figure 6 Moniteur de Turbulence MISOLFA

 

- Un Photomètre Automatique PICARD SOL (PAPS)(Figure 7) permettra de fournir un critère de qualité de l’atmosphère lors des acquisitions SODISM II (effet des aérosols). Il s’agit d’un instrument portable et autonome équipé de huit filtres interférentiels (choisis dans la bande 300-1000 nm). Cet instrument a été fourni par l’Université de Lille (pret) et est identique aux photomètresdu réseau AERONET (NASA)

 

Figure 7 Le Photomètre Automatique PICARD SOL

Figure 8 Le Pyranomètre de l’OHP

 

- Un Pyranomètre PICARD SOL (PPS) conçu pour mesurer le flux lumineux reçu sur une surface plane. Cet instrument n’est pas encore installé à Calern, il sera similaire à celui existant à l’OHP et contribuera également à estimer la qualité du ciel au moment des acquisitions (Figure 8).

 

Ce programme scientifique est financé par le CNES et par le CNRS. Les équipes du CNRS –LATMOS et de l’Observatoire de la Côte d’Azur (OCA) travaillent en étroite collaboration. Le CNES apporte un support technique à ce programme Sol.

 

Ont contribué au projet PICARD-SOL :

T. Corbard, C. Renaud, B. Chauvineau,Cassiopée (OCA)

P. Assus, F. Morand, J. Borgnino, F. Laclare, F. Martin, W Dali Ali, M. HadjaraFizeau (OCA)

M. Meftah, A. Irbah, M. Lin, E. Ducourt, J.P. Marcovici, P. Lesueur,

E. D’Almeida, G. Poiet, F. Dalaudier, G. Thuillier, A. Hauchecorne, S. Abbaki LATMOS

M. Fodil, T. Abdelatif, D. Djafer, R. Ikhlef, F. Bennoui (CRAAG)

J.M. Perrin(OHP)

Sans oublier l’aide précieuse et décisive de tous les personnels techniques de l’OCA (Galilée) et du LATMOS et notamment des ateliers du plateau de Calern.

 

Références :

 

PREMIERE_LUMIERE_SODISM-II.pdf

irbah_al_SPIE_2010.pdf

Corbard_al_AN2011.pdf

ARTICLE_DORAYSOL.pdf

Pour la première fois, des scientifiques ont observé des ondulations de l’espace-temps, appelées ondes gravitationnelles, produites par un événement cataclysmique dans l’Univers lointain atteignant la Terre après un long voyage.

Aller au haut