Le comité des Programmes Scientifiques (SPC) de l’Agence spatiale Européenne (ESA) a approuvé officiellement le démarrage de la phase de construction de la mission spatiale Euclid le 20 juin. Euclid étudiera l’Univers sombre avec une précision inégalée, traquant la distribution et l’évolution de la matière et de l’énergie sombre. Cette approbation est la phase finale d’un long processus de sélection dans le cadre du programme Vision Cosmique de l’ESA (2015-2025). Une équipe de chercheurs et d’ingénieurs du laboratoire Lagrange (OCA, CNRS, UNS) de l’Observatoire de la Côte d’Azur est impliquée dans cette mission spatiale. Le lancement d’Euclid est prévu au second trimestre 2020.
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Vue d’artiste d’Euclid (crédit : C. Carreau/ESA) |
La mission Euclid a été conçue et optimisée pour répondre à l’une des questions clés de la cosmologie moderne : comprendre la raison de l’expansion accélérée de l’Univers découverte en 1998 et récompensée par le Prix Nobel de Physique en 2011. Cette découverte a motivé l’introduction d’une composante d’énergie sombre, qui représenterait 73% du contenu de l’Univers, en sus de 23 % de matière sombre, dont on observe les effets à grande échelle. Une autre alternative consisterait à interpréter cette accélération comme une manifestation d ‘effets gravitationnels imprévus par la théorie standard de la gravitation, la relativité générale. Euclid permettra, grâce à des relevés d’une majeure partie du ciel, d’effectuer une cartographie à trois dimensions inégalée en taille et profondeur de la distribution des galaxies ainsi que de la matière noire. Deux méthodes principales seront mises en œuvre pour tenter de comprendre la nature de l’énergie noire, mesurant respectivement le cisaillement gravitationnel et les oscillations baryoniques (cf. communiqué de presse CNES/INSU/CEA).
Environ un millier de scientifiques de 100 instituts européens et américains appartiennent au Consortium Euclid qui constitue aujourd’hui la plus grande collaboration dans le domaine de l’astronomie. Ce consortium, piloté par Yannick Mellier de l’Institut d’Astrophysique de Paris (IAP), délivrera deux instruments à l’ESA : un imageur dans le visible (VIS), ainsi qu’un imageur spectrographe dans le proche infrarouge (NISP), qui équiperont un télescope de diamètre 1.2m. Ces instruments de pointe, équipés de caméras infrarouges à grand champ, vont permettre d’acquérir une quantité énorme de données de qualité exceptionnelle sur une grande fraction du ciel. L’analyse de ces données requerra de colossales ressources informatiques et sera orchestrée par le Segment Sol Scientifique (SGS), comprenant des centaines de scientifiques dans toute l’Europe. Au niveau français, une dizaine de laboratoires soutenus par le CNES constituent le fer de lance du consortium et ont largement contribué par des études approfondies à la sélection d’Euclid.
Une équipe de chercheurs et d’ingénieurs du Laboratoire Lagrange (OCA, CNRS, UNS) de l’Observatoire de la Côte d’Azur est fortement impliquée dans la préparation de l’exploitation scientifique de la mission. Ils s’intéressent en particulier aux signatures imprimées par l’énergie sombre sur les amas de galaxies, les structures gravitationnellement liées les plus massives de l’Univers. En effet, cette énergie va influencer l’évolution du nombre d’amas en fonction de leur masse et de leur distance, ainsi que leur tendance à se regrouper dans l’Univers. « Euclid permettra de détecter des dizaines de milliers d’amas de galaxies, jusqu’à des époques auxquelles l’Univers avait à peine un quart de son âge actuel » explique Sophie Maurogordato, chercheur au CNRS, chargée de coordonner avec Andrea Biviano de l’Observatoire de Trieste, le groupe du Segment Sol d’Euclid dédié aux amas de galaxies. Puis elle précise que « les comptages d’amas dépendent de l’énergie sombre de deux manières : d’une part celle-ci agit directement sur l’expansion de l’Univers et va donc affecter la croissance du volume avec le temps ; d’autre part elle va tendre à contrebalancer l’effet de la gravité et affecter le taux de croissance des structures. En comparant les résultats obtenus par cette approche aux méthodes sensibles uniquement au taux d’expansion comme les oscillations baryoniques (BAO), Euclid permettra de tester si notre théorie de la gravité, basée sur la Relativité Générale, est suffisante pour expliquer l’accélération de l’Univers. »
Contacts
Contacts Locaux :
Sophie Maurogordato
Responsable de l’Equipe Galaxies et Cosmologie, Laboratoire Lagrange, OCA/CNRS/UNS
Tel : +33 4 92 00 31 50
Email : Sophie.Maurogordato@oca.eu
Cyrille Baudouin
Responsable de la communication Observatoire de la Cote d’Azur
Tel : +33 4 92 00 19 70
Email : Cyrille.Baudouin@oca.eu
Contacts Internationaux :
Yannick Mellier (Euclid Consortium Lead)
Institut d’Astrophysique de Paris, Paris, France
Phone : +33 1 44 32 81 40
Email : mellier@iap.fr
Bob Nichol (EC Communications Lead)
ICG, University of Portsmouth, Portsmouth, UK
Phone : +44 (0)23 9284 3117
Mobile : +44 (0)7963792049
Email : bob.nichol@port.ac.uk
Twitter : robertcnichol
Communiqués de Presse :
Le communiqué de presse de l’ESA
Le communiqué de presse du CNES/INSU/CEA
Informations complémentaires
1- Les laboratoires du CNRS participant au consortium Euclid sont les suivants :
Astrophysique Instrumentation et Modélisation (Université Paris Diderot /CEA/CNRS) AstroParticules et Cosmologie (Université Paris Diderot / CNRS/CEA / Observatoire de Paris) Centre de Physique des Particules de Marseille (Aix-Marseille Université/CNRS) Institut d’Astrophysique de Paris (Université Pierre et Marie Curie/CNRS) Institut d’Astrophysique Spatiale (UIniversité Paris-Sud/CNRS) Institut de Physique Nucléaire de Lyon (Université Claude Bernard Lyon 1/CNRS) Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (Université Toulouse 3 - Paul Sabatier/CNRS) Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Aix-Marseille Université/CNRS) Laboratoire Lagrange (Observatoire de la Côte d’Azur/CNRS/Universite de Nice Sophia Antipolis) Centre de Calcul de l’Institut National de Physique Nucléaire et de Physique des Particules (CNRS)
2- La mission EUCLID
Euclid est une mission de classe M. Elle fait partie du programme Cosmic Vision 2015-2025 de l’ESA. Euclid est un télescope spatial de 1,2 mètre et sera situé au second point de Lagrange du système Terre-Soleil. Il effectuera deux sondages principaux du ciel pendant au moins 5 ans. Le sondage « large » couvrira 40% du ciel et a pour objectif la cartographie des emplacements et des formes de milliards de galaxies. Le champ profond d’Euclid couvrira une zone du ciel correspondant à environ 100 fois le taille de la pleine Lune (ou 15 000 fois plus grand que le Hubble Ultra Deep Field), avec une profondeur sans précédent. La combinaison de la profondeur et de l’importante zone du ciel couverte permettra à Euclid de détecter des sources très rares comme des quasars à très grands redshifts et peut être les premières galaxies à s’être formées.
Euclid a officiellement été sélectionné pour voler en octobre 2011 avec le Consortium Euclid retenu le 20 juin 2012 pour aider à la construction d’Euclid. Pour la mission Euclid, l’ESA fournira le satellite (construit sous contrat par des industriels), le lancement sur une fusée Soyuz depuis la base de Kourou en Guyane, l’exploitation pour au moins 6 ans et les archives de la mission. Le Consortium Euclid fournira les instruments scientifiques pour Euclid (VIS et NISP), les logiciels de traitement des données et d’analyses scientifiques ainsi que le pilotage scientifique de la mission. Le consortium est composé de près de 1000 scientifiques provenant de centaines d’institutions en Allemagne, en Autriche, au Danemark, en Espagne, en Finlande, en France, en Italie, au Pays-Bas, au Portugal, en Norvège, en Roumanie, au Royaume-Uni et en Suisse ainsi que des contributions de laboratoires aux Etats-Unis.
3- L’Univers sombre
Depuis bientôt 80 ans maintenant, les astronomes connaissent l’existence de la « matière noire », matière qui ne rayonne pas ou ne réfléchit pas la lumière et qui ne peut être détectée qu’à travers son influence gravitationnelle. Les scientifiques ne savent toujours pas la véritable nature physique de la matière noire, mais son existence a été confirmée à de nombreuses reprises au cours des dernières décennies. En 1999, des astronomes ont trouvé des indices de la présence d’un élément encore plus étrange de l’Univers sombre, à savoir « l’énergie noire » qui semble être à l’origine de l’expansion de plus en plus rapide de l’Univers. Cette « Energie noire » représente les trois quarts du volume énergétique global de l’Univers ; trois fois l’énergie associée à la matière noire et vingt fois l’énergie de la matière normale comme les atomes. Les idées sur ce qu’elle pourrait être sont nombreuses, mais jusqu’à présent, aucune explication sur la nature de cette mystérieuse substance de l’Univers n’est satisfaisante. Les astrophysiciens pensent que la découverte de sa véritable nature révolutionnera la physique fondamentale et notre connaissance des lois fondamentales de la physique de la nature.
*Cette annonce a été réalisée à partir du communiqué de presse CNRS-CEA-CNES-UPMC du 20-6-12 intitulé » Feu vert pour la mission spatiale Euclid.
5-6 juin 2012
C’est la dernière occasion du siècle. Le 5-6 juin 2012, la planète Vénus passe devant le Soleil. Un phénomène rare et riche en informations sur l’atmosphère de « l’Étoile du berger ». Les astronomes du monde entier se mobilisent pour l’observer depuis l’Asie, le Pacifique, l’Amérique… Parmi eux, les Français prévoient des observations inédites et se préparent à partir en expédition, dans le sillage d’illustres prédécesseurs tels que James Cook, Cassini de Thury au XVIIIe siècle ou Jules Janssen au XIXe. Neuf télescopes mobiles, cinq grands observatoires solaires et six satellites sont impliqués. Enjeu : préfigurer la quête des autres mondes, lointains et habitables. Aux origines de cette mobilisation, deux chercheurs de l’Observatoire de Paris et de l’Observatoire de la Côte d’Azur ont conçu spécialement un instrument original – le cythérographe.
Lever d’un croissant de Vénus sur le Soleil lors du passage de 2004.
(© Sylvain et André Rondi, 2004)
L’opportunité est exceptionnelle. Les passages de Vénus devant le soleil n’ont lieu que par paires séparées de huit ans, à plus d’un siècle d’intervalle. Les dernières occurrences se sont produites : en 1761 et 1769, 1874 et 1882, puis le 8 juin 2004. À chaque fois, les équipes de l’Observatoire de Paris et de l’Observatoire de Nice se sont trouvées étroitement associées aux campagnes internationales et aux expéditions maritimes mises en œuvre. Les noms de James Cook (1728-1779), César-François Cassini de Thury (1714-1784), Guillaume Le Gentil de la Galaisière (1725 - 1792), Jules Janssen (1824-1907) ou Henri-Joseph Perrotin (1845–1904) les ont brillamment illustrées. En 2004 encore, le passage de Vénus devant notre étoile a donné lieu à une opération pédagogique sans précédent. Pilotée par l’Institut de mécanique céleste et de calculs des éphémérides de l’Observatoire de Paris, elle a permis de reproduire la mesure de la dimension du Système solaire et a rencontré un véritable succès populaire. Pour la première fois également, des informations originales sur l’atmosphère de Vénus ont été obtenues et ont donné lieu à une collaboration entre deux chercheurs de l’Observatoire de Paris et de l’Observatoire de la Côte d’Azur. Ils ont décidé de poursuivre l’aventure scientifique en 2012.
Cette année en effet, Vénus s’apprête à glisser une nouvelle fois devant le disque brillant du Soleil, mardi 6 juin de 0h10 à 6h50 heure légale française. Par conséquent, en métropole, le spectacle sera réduit à la dernière heure du processus, au lever du Soleil. Les territoires et départements d’outremer dans l’océan Pacifique seront aux premières loges. La Nouvelle-Calédonie ainsi qu’en Polynésie, les îles de Tahiti et des archipels Wallis-et-Futuna, Tuamotu ou des Marquises en profiteront pleinement. Attention toutefois à respecter scrupuleusement les précautions d’observation du Soleil
(voir l’encadré en fin de communiqué).
Une expédition scientifique sur mesure
Pour cette occasion exceptionnelle, les scientifiques rejoindront les régions du Pacifique, de l’Asie ou d’Amérique. L’objectif est pour eux d’acquérir des données inédites, jusque-là considérées comme inaccessibles, sur la partie de l’atmosphère vénusienne qui s’étend au-dessus des nuages, à 70 kilomètres du sol. C’est un élément essentiel mais toujours mal connu de la climatologie de Vénus. Cette planète jumelle de la Terre, comparable en taille et en masse, a pour autant évolué très différemment : un effet de serre redoutable entraine des températures allant jusqu’à 465°C en surface, propres à fondre l’étain et le plomb. La jeunesse apparente de sa surface, la couleur même de ses nuages, demeurent inexpliquées.
Pour mener à bien cette mission, une panoplie d’instruments déployés sur Terre et dans l’espace permettra d’étudier simultanément l’atmosphère de Vénus, observée par transparence sur le disque solaire. L’anneau lumineux intense, l’« auréole », qui entoure Vénus au début et à la fin du passage, sera étudié pour la première fois dans différentes longueurs d’onde.
En savoir plus sur les exoplanètes
Au-delà des informations capitales apportées par ces observations coordonnées, les chercheurs auront ici l’opportunité d’acquérir, avec l’atmosphère de Vénus, une référence qui leur servira à l’étude de celle des exoplanètes. En effet, en passant devant le Soleil, l’Etoile du berger simule une planète extrasolaire de taille terrestre, en transit devant son étoile. Les satellites CoRoT du Cnes et Kepler de la Nasa ainsi que les télescopes au sol dont ceux de l’ESO ont déjà détecté plus de 750 de ces exoplanètes1, tournant autour d’étoiles proches de la nôtre. Mais connaître la distance de la planète à son étoile n’est pas une donnée suffisante pour déterminer si la vie y est possible. Caractériser les atmosphères permet de franchir une autre étape dans la connaissance de ces nouveaux mondes.
Et c’est bien cette étape-là que s’attache à préparer la collaboration mise en place par Thomas Widemann de l’Observatoire de Paris et Paolo Tanga de l’Observatoire de la Côte d’Azur.
Neuf cythérographes
Dans ce but, les deux scientifiques ont mis au point un modèle original de lunettes astronomiques, baptisé cythérographes, du nom de Cythère, l’île grecque sanctuaire d’Aphrodite en mer Égée, entre Péloponnèse et Crète. D’un diamètre de 9 centimètres, elles sont produites en neuf exemplaires, pour un coût de 1 400 € l’unité. L’Observatoire de Paris, l’Observatoire de la Côte d’Azur, le CNRS, l’Agence spatiale européenne – ESA et l’université Paris-Diderot ont contribué à leur financement.
Les instruments sont conçus sur le principe du coronographe, mis au point par Bernard Lyot en 1930, afin de masquer la lumière éblouissante du Soleil. Ils sont adaptés à la dimension de Vénus et à l’auréole qui se forme à l’approche du passage. Afin de prendre en compte l’effet des brumes de l’atmosphère de Vénus tel que l’a révélé la mission Venus Express de l’Agence spatiale européenne - ESA, chaque instrument fonctionnera dans un intervalle spectral différent. Les cythérographes, fabriqués et assemblés à l’Observatoire de la Côte d’Azur, seront mis en station dans des régions bien choisies (Svalbard en Europe, Extrême-Orient, Asie centrale, côte ouest des Etats-Unis et Australie) par des équipes expérimentées, chaque station fonctionnant de manière autonome.
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Le cythérographe pour l’observation du passage de Vénus en 2012 |
L’expédition scientifique
Equipés de cythérographes, les participants à l’expédition Venus Twilight Experiment (« expérience du crépuscule sur Vénus »), iront se baser à :
Parallèlement, des études utilisant de grands télescopes existants seront menées depuis les sites des observatoires professionnels de Sacramento Peak (Nouveau-Mexique), Kitt Peak (Arizona), Haleakala (Hawaii), Udaipur (Inde) et Yunnan (Chine). Parmi les techniques de pointe utilisées, la spectro-imagerie de Fabry-Pérot et l’optique adaptative permettront de percevoir des détails de 20 kilomètres dans l’atmosphère de Vénus.
Le dispositif sera complété par les données de cinq satellites en orbite autour de la Terre et de Vénus : Venus Express (ESA), le télescope euro-américain Hubble (ESA/NASA), Hinode (Solar B) de l’Agence spatiale japonaise (JAXA), Picard du Cnes et Solar Dynamics Observatory SDO de la Nasa. Enfin, même la sonde euro-américaine Cassini en orbite autour de Saturne sera mise à contribution. Car, coïncidence des éphémérides, un passage de Vénus devant le Soleil sera également visible… depuis Saturne en décembre 2012.
Nouvelles visées scientifiques
Cette épopée permettra de tester les futures techniques d’analyse de la structure, de la composition et de la dynamique de l’atmosphère d’un tel astre de dimensions comparables à celles de la Terre. Les recherches sur les exoplanètes aboutiront dans un proche futur à la mise en évidence de planètes de taille comparable à celle de Vénus ou de la Terre dans leur zone habitable. Or, ces deux corps sont des planètes sœurs, presque semblables mais ayant évoluées différemment. Si Vénus était une exoplanète en transit, que verrions-nous de ses caractéristiques physiques ? De sa composition chimique ? Quelles mesures seraient sujettes à interprétation ? L’objectif est de découvrir la signature spectrale de l’atmosphère de Vénus, et tester la limite de détection de ses constituants atmosphériques qui nous sont déjà connus.
Ces travaux prépareront la mission Exoplanet Characterization Observatory Echo, proposée à l’ESA pour un lancement en 2024. La fusée Soyouz décollera de Guyane et emportera le télescope de 1,26 mètre de diamètre. Le but visé sera de sonder la physique et la chimie des atmosphères d’un échantillon significatif et représentatif d’une centaine d’exoplanètes qui incluront : jupiters chauds, neptunes glacées et super-terres tempérées.
En attendant, les prochains passages de Vénus devant le Soleil se produiront les 11 décembre 2117 et 8 décembre 2125.
Attention
Rappelons au public - et aux enfants - qu’il convient de ne jamais regarder le Soleil ni à l’œil nu, ni qui plus est à travers une paire de jumelles, une lunette ou un télescope. Les lésions sur la rétine sont irrémédiables et instantanés. Il est incontournable d’utiliser des lunettes « à éclipse » récentes, de qualité et certifiées CE.
Collaboration
Les chercheurs français impliqués dans l’expédition pour l’observation du passage de Vénus le 5-6 juin 2012 appartiennent :
Notes
1Voir le site http://exoplanet.eu/. Mis à jour régulièrement, il répertorie toutes les exoplanètes connues et confirmées.
2Le Laboratoire d’Études Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique LESIA est un département de l’Observatoire de Paris. Il est associé au CNRS, à l’Université Pierre et Marie Curie et à l’Université Paris Diderot.
3L’Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides IMCCE est un institut de l’Observatoire de Paris. Il est associé au CNRS, à l’Université Pierre et Marie Curie et à l’Université Lille 1.
4Le laboratoire Lagrange est une unité mixte de recherche de l’Observatoire de la Côte d’Azur dont les tutelles sont : l’Université de Nice Sophia Antipolis, le CNRS et l’OCA.
Référence
Sunlight refraction in the mesosphere of Venus during the transit on June 8th 2004, paru en mars 2012 dans la revue Icarus.
Pour en savoir plus
- The Venus Twilight Experiment sur le site de l’Observatoire de la Côte d’Azur : images ou petits films de l’auréole seront rapidement mis en ligne sur le wiki du site.
- 2012 : le passage de Vénus devant le Soleil sur le site de l’IMCCE - Observatoire de Paris.
- Histoire des passages : XVIIe, XVIIIe et XIXe siècles, avec notamment une animation montrant les observations de Jules Janssen en 1874 au Japon avec son revolver photographique.
- The Transit of Venus - 5-6 June 2012 sur le site d’Europlanet avec des interviews de chercheurs européens.
Dossier de presse
Télécharger le dossier de presse (format pdf 37 Mo) distribué aux journalistes lors de la conférence de presse tenue le mardi 15 mai 2012, à l’Observatoire de Paris.
Contacts chercheurs
Observatoire de Paris
Thomas Widemann
Maître de conférence UVSQ
LESIA
+33 (0) 1 45 07 77 38
thomas.widemann@obspm.fr
Observatoire de la Côte d’Azur
Paolo Tanga
Astronome adjoint
Laboratoire Lagrange
+33 (0)4 92 00 30 42
paolo.tanga@oca.eu
Contacts presse
Observatoire de Paris
Frédérique Auffret
+33 (0) 1 40 51 20 29
+33 (0) 6 22 70 16 44
presse.communication@obspm.fr
Observatoire de la Côte d’Azur
Cyrille Baudouin
+33 (0)4 92 00 19 70
cyrille.baudouin@oca.eu
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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.
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
bruno.lopez@oca.eu
Presse :
Observatoire de la Côte d’Azur
Cyrille Baudouin - Responsable de la communication
+33 (0) 4 92 00 19 70
cyrille.baudouin@oca.eu
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.
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"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 : tanga@oca.eu
Liens intéressants
Bruno Sicardy, prédiction des occultations stellaires par des TNOs
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 ».
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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).
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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 ? »
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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’Astrobio
CONTACT
Thomas Widemann
LESIA
Observatoire de Paris
Meudon, France
E-mail : thomas.widemann@obspm.fr
Paolo Tanga
Laboratoire Lagrange
Observatoire de la Côte d’Azur
Nice, France
E-mail : Paolo.Tanga@oca.eu
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).
Contact(s) :
• Alexandre Chemenda, Géoazur (CNRS-UNS-IRD/OCA)
chem@geoazur.unice.fr, 04 92 94 26 61
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)
hello@geoazur.obs-vlfr.fr, 04.93.76.38.85
Guust Nolet, Géoazur (CNRS-UNS-IRD/OCA)
nolet@geoazur.unice.fr, 04.92.94.26.32.
Anthony Ogé, Géoazur (CNRS-UNS-IRD/OCA)
oge@geoazur.obs-vlfr.fr, 04 93 76 37 59
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.