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.

L’étoile la plus primitive de notre galaxie se joue des théories astrophysiques

Une équipe européenne incluant neuf chercheurs de l’Observatoire de Paris et du CNRS a découvert à 4 000 années-lumière de distance l’étoile la plus primitive connue à ce jour dans notre galaxie grâce au Very Large Telescope de l’ESO. . Cette naine SDSS J102915+172927 située dans la Voie lactée au cœur de la constellation du Lion est un peu moins massive qu’un soleil et serait probablement âgée de plus de 13 milliards d’années. Elle se distingue par sa très faible teneur en éléments chimiques lourds, synthétisés après le big bang et en lithium. Des données qui bousculent les modèles théoriques et les scénarios astrophysiques consacrés. Ces résultats sont publiés le 1er septembre 2011 dans la revue Nature.

La traque aux étoiles primordiales est un sujet astrophysique très ancien. Au sein de l’Observatoire de Paris, une équipe de spécialistes de la composition chimique des étoiles se consacre depuis une dizaine d’années à cette question d’importance pour mieux comprendre comment notre galaxie, la Voie lactée, s’est formée et a évolué. Les modèles les plus communément admis tendent à considérer que les toutes premières étoiles de l’Univers étaient hypermassives et ont rapidement explosé en hypernovae ultralumineuses. Ensuite, sont apparues les étoiles massives ou plus modestes, comme le Soleil, que nous connaissons aujourd’hui. C’est un nouveau spécimen de cette seconde génération d’astres que les chercheurs du laboratoire Galaxies, Etoiles, Physique et Instrumentation GEPI (Observatoire de Paris, CNRS, Université Paris-Diderot), de l’Université de Picardie Jules Verne (Amiens) et du laboratoire Cassiopée (Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Université de Nice-Sophia Antipolis) viennent de découvrir en collaboration avec des collègues italiens et allemands. Ils l’ont débusqué parmi les 2 899 étoiles identifiées comme potentiellement primitives dans le recensement américain du Sloan Digital Sky Survey (SDSS). A la date de l’observation, un tiers seulement de ces objets essentiellement situés dans l’hémisphère céleste nord étaient accessibles au Very Large Telescope de l’Observatoire européen austral ESO sur le Paranal au Chili. Au final, une sélection plus restreinte de six candidats a été étudiée et l’on s’attend à ce que 5 à 50 étoiles similaires, pauvres en éléments lourds tels que carbone, magnésium, silicium, calcium, fer et strontium, puissent ainsi être identifiées.

 

Le meilleur des six candidats retenus, l’étoile SDSS J102915+172927, apparaît dans le ciel comme un infime point lumineux de magnitude 17, c’est-à-dire 25 000 fois trop faible pour pouvoir être aperçu à l’œil nu. Les scientifiques ont analysé son rayonnement à l’aide des instruments X-Shooter et Ultraviolet and Visual Echelle Spectrographe (UVES) installés sur Kueyen, l’un des quatre télescopes de 8 mètres de diamètre qui composent le Very Large Telescope. X-Shooter notamment est un spectrographe capable d’étudier en une seule fois toutes les gammes de lumières depuis le proche infrarouge jusqu’à l’ultraviolet. Il est équipé d’une optique à intégrale de champ qui le rend très efficace. Cet élément ainsi que le logiciel de réduction de données ont été conçus et fournis par l’Observatoire de Paris/GEPI (Observatoire de Paris, CNRS, Université Paris-Diderot). X-Shooter opère régulièrement sur le ciel depuis 2009.

Surprise : les données acquises ont révélé que l’étoile primitive surnommée « étoile de Caffau » se compose presque uniquement des éléments légers hydrogène et hélium issus du big bang. Les éléments lourds synthétisés plus tard, ultraminoritaires, ne comptent que pour 0,00007 % de sa matière. . C’est 20 000 fois moins que ce que l’on mesure dans l’atmosphère du Soleil. En outre, l’étoile ne présente pas d’anomalie, d’enrichissement en carbone et oxygène, contrairement à ce qui a pu être constaté jusqu’ici dans ce type d’astre.

Problème : selon les modèles les plus classiques de formation d’étoiles, de telles naines uniformément pauvres en éléments lourds ne devraient pas pouvoir exister. En effet, avec si peu d’éléments lourds, un renforcement du carbone et de l’oxygène apparaissait comme essentiel pour que le nuage de gaz géniteur se refroidisse et se condense. Il n’en est rien. Dans ce cas au moins, la théorie devra être révisée.

Autre curiosité à expliquer : SDSS J102915+172927 s’avère très pauvre en lithium : un élément léger, primordial et fragile. Aux origines de l’Univers, il a accompagné l’hydrogène et l’hélium à l’état de trace. Mais pourquoi a-t-il disparu ici ? Quel processus l’a détruit ? Une idée plausible serait que la matière stellaire a été chauffée jusqu’à une température de plus de 2 millions de degrés, le lithium n’y survivant pas.
La petite étoile discrète de la constellation du Lion qui a été découverte vient donc mettre à l’épreuve les scénarios astrophysiques consacrés.

 


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Liens vers les établissements partenaires : Observatoire de Paris, Université Paris Diderot, CNRS/INSU, ESO

 

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

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