LESIA - Observatoire de Paris

Soutenance de thèse de Benoît Neichel le jeudi 11 décembre 2008

2008-12-05T08:47:00Z

"Etude des galaxies distantes et Optiques Adaptatives Tomographiques pour les ETLs".

Jeudi 11 décembre 2008 à 14 h 30 dans l'amphithéâtre du LAM à l'Observatoire de Meudon

Soutenance de thèse de Julio Ramirez le 31 octobre 2008

2008-10-23T09:16:57Z

"Étude spectropolarimétrique des distributions du champ magnétique solaire au niveau de la photosphère et développement de nouvelles techniques multi-raie d'analyse des champs magnétiques stellaires"

Vendredi 31 octobre 2008 à 15h00, salle de conférence du bâtiment 9 (château)

Résumé

Il est bien connu que le champ magnétique, présent dans une grande diversité d'objets astrophysiques, joue un rôle fondamental dans plusieurs processus physiques. Mon travail de thèse concerne donc l'analyse de données spectropolarimétriques, et plus particulièrement la mesure des champs magnétiques solaires et stellaires.

Dans la première partie, je présente une étude détaillée du magnétisme solaire des régions calmes que j'ai réalisé en utilisant la raie de l'atome MnI à la longueur d'onde de 553 nm. L'émission de cette raie spectrale est due en partie à l'effet de structure hyperfine, modulée par l'intensité du champ magnétique. Tirant avantage de cet effet quantique, j'ai inversé un ensemble de profils de Stokes observés avec le télescope THEMIS. Les résultats des inversions des profils montrent que la distribution du champ magnétique dans les régions calmes est dominée par les champs de faibles intensités, dont la valeur la plus probable est inférieure à 100 Gauss.

Dans la deuxième partie de la thèse, je me suis intéressé aux techniques de détection et de détermination des champs magnétiques stellaires. Je présente ainsi une nouvelle méthode de détection et d'inversion des champs magnétiques basée sur une approche multi-raie. Cette technique, nommée PCA-ZDI, est particulièrement utile puisque contrairement à l'analyse de raies individuelles, elle permet de déterminer les paramètres du magnétisme stellaire en utilisant l'information contenue dans toutes les raies spectrales. Les bases de cette technique seront tout d'abord décrites en détail pour ensuite être appliquée aux données. Les premiers résultats obtenus montrent que la technique développée est un outil très robuste pour l'étude du magnétisme stellaire. Enfin, en utilisant un code d'inversion appliqué aux spectres synthétiques, j'ai pu montrer que tous les paramètres physiques impliqués dans le processus de formation de raies spectrales peuvent être correctement déterminés, et plus particulièrement le vecteur champ magnétique.

Soutenance de thèse d'Aurélie Bellucci le 31 octobre 2008

2008-10-23T07:44:18Z

"Analyse d'occultations solaires et stellaires par Titan observées par l'instrument Cassini/VIMS"

Vendredi 31 octobre à 11h dans l'amphithéâtre du LAM

Résumé

L'observation d'occultations du Soleil et d'étoiles par Titan permet d'étudier l'atmosphère épaisse de ce satellite de Saturne du point de vue de sa composition en gaz et en aérosols. Le principe de ces observations, réalisées par le spectro-imageur visible/infrarouge VIMS de la sonde Cassini, est de mesurer la transmission du flux solaire ou stellaire à travers l'atmosphère de Titan.

Les données sont constituées d'un ensemble de courbes de lumière à différentes longueurs d'onde et d'un ensemble de spectres pour différentes altitudes de visée. L'étude des courbes de lumière met en évidence qu'il s'agit d'occultations par absorption et non par réfraction différentielle comme c'est le cas pour les occultations observées depuis la Terre. La baisse de signal observée est donc due à l'absorption du flux lumineux par le gaz et les aérosols de l'atmosphère. Les spectres en transmission présentent des bandes d'absorption du méthane à 1,2, 1,4, 1,7, 2,3 et 3,3 μm et du monoxyde de carbone à 4,7 μm. Un code de transfert radiatif en géométrie sphérique et utilisant la méthode du calcul raie par raie a été développé afin de modéliser les bandes observées. L'étude du méthane est centrée principalement sur la bande à 2,3 μm. Au dessus, de 200 km, nos données sont compatibles avec une abondance uniforme de 1,4-1,6% telle que mesurée par d'autres instruments. En-dessous de 200 km, un effet systématique mal compris empêche une mesure fiable. La molécule de CO est détectée en-dessous de 180 km. Une abondance de 33±10 ppm est mesurée entre 70 et 130 km d'altitude. En dessous de 500 km environ, une absorption supplémentaire, centrée en 3,4 μm se mèle à la bande du méthane à 3,3 μm. Cette bande caractérise la vibration des liaisons C − H au sein de longues chaînes aliphatiques rattachées à de larges molécules organiques qui composent les aérosols. L'absorption des aérosols fixe le niveau de continu des spectres étudiés. Celle-ci est plus forte à courtes longueurs d'onde et augmente lorsque l'altitude décroît. Un code d'inversion du continu a été développé afin de déterminer le profils de densité et de modéliser la transmission des aérosols. L'hypothèse de départ est que les aérosols sont des agrégats fractals composés de sphères de 0,05 μm de rayon dont les propriétés optiques sont celles des tholins de Khare et al. (1984). Les modèles de transmission obtenus révèlent que seuls les agrégats comportant plus de 1 000 sphères sont compatibles avec les observations. De plus, l'absence dans nos données des deux absorptions caractéristiques à 3 et 4,6 μm soulignent les différences significatives entre les tholins et les aérosols réels. Les profils de densité des aérosols indiquent une augmentation exponentielle en dessous de 450 km, caractérisée par une échelle de hauteur de l'ordre de 60 km pour les données de l'occultation solaire (71 !S) et de l'ordre de 50 km pour celle de l'occultation de Gamma Crucis (24 !N). L'écart constaté est peut-être attribuable à la différence de latitude entre ces deux observations. Enfin, les données de l'occultation rasante d'Antarès comportent de nombreux spikes attribués à des ondes de gravité se propageant dans l'atmosphère de Titan.

Ulysse fête ses 18 ans !

2008-10-07T09:48:02Z

La sonde spatiale Ulysse fête son dix-huitième anniversaire dans l'espace. Pour couronner son succès, les dernières observations d'Ulysse viennent de donner des résultats inattendus concernant le vent solaire. Malheureusement, l'énergie nécessaire au fonctionnement de la sonde étant presque épuisée, Ulysse devrait donner son dernier souffle d'ici la fin de l'année…


Orbites de la sonde Ulysse: Crédit ESA

Lancée le 6 octobre 1990 par la navette américaine Discovery, Ulysse est une mission issue d'une collaboration étroite entre l'ESA et la NASA. Grâce à son orbite exceptionnelle hors du plan de l'écliptique (par effet de fronde gravitationnelle de Jupiter), Ulysse est la seule sonde à avoir étudié l'environnement spatial à toutes les latitudes héliographiques (80 degrés Sud à 80 degrés Nord) autour de notre Soleil. Ulysse a permis ainsi de cartographier l'héliosphère (zone d'influence du soleil vue comme une bulle soufflée par le vent solaire) en quatre dimensions au cours de plus d'un cycle solaire.

Ulysse a eu pour mission principale l'étude des propriétés du vent solaire, un plasma (gaz ionisé) composé principalement d'électrons et de protons, éjecté à une vitesse pouvant atteindre 800 km/s. Ce vent rapide, provenant des trous coronaux polaires du soleil, n'était que très sporadiquement observé dans le plan de l'écliptique. Ulysse a permis de montrer qu'il était présent tout au long du cycle solaire, disparaissant seulement en maximum solaire lorsque les trous coronaux ne sont plus présents à la surface solaire. La fabrication d'une partie des instruments d'Ulysse, financée par le CNES, et leur exploitation scientifique notamment par les équipes du LESIA, montrent que la communauté française a largement contribué aux différentes découvertes d'Ulysse, et cela parfois dans des domaines inattendus comme en planétologie dans le Tore de plasma d'Io, ou encore pour la période de rotation anormale de Saturne observé par le rayonnement kilométrique de la planète. Citons encore que des mesures d'Ulysse combinées aux observations sol du radiohéliographe de Nançay ont montré l'existence de « canaux magnétiques » dans le milieu interplanétaire ancrés dans les régions actives de la couronne solaire et bien identifiés au-delà de 4 UA dans lesquels des particules énergétiques (en particulier sources d'événements solaires de type III) se propagent.

: Credits : David Hardy - ESA

Alors que son espérance de vie n'était que de 5 ans, Ulysse a effectué 3 passages polaires autour de notre étoile : en 1994-1995 en minimum d'activité solaire, en 2001 en maximum solaire, et depuis février 2007 il a entamé une dernière orbite à nouveau en minimum solaire. Tous les instruments à bord ont donné jusqu'au bout pleinement satisfaction et ont pu étudier le vent solaire à treize ans d'intervalle entre les 2 premiers survols, se produisant dans des conditions similaires, si ce n'est que les pôles magnétiques du soleil se sont renversés : depuis 2001 le pôle nord magnétique se trouve au sud et vice-versa. Lors de ce troisième survol, Ulysse a constaté contre toute attente des changements inattendus du vent solaire rapide. En effet, Ulysse a montré que le vent rapide des hautes latitudes solaires est aujourd'hui 20% moins dense et 13% plus froid qu'en 1994-95, baisse notable corroborée par les mesures du champ magnétique interplanétaire montrant également une baisse dans son intensité de plus de 35% (Issautier et al., 2008). Ces résultats nouveaux remettent en question notre compréhension de la génération du vent solaire et doivent être reliés au cycle solaire de 22 ans, ainsi qu'aux fluctuations de la dynamo solaire sur de longues périodes de temps.

Un quart de siècle après sa construction, les instruments d'Ulysse ont déjà été mis en veille le 31 mai 2008, laissant à la sonde les derniers reliquats d'énergie à sa survie avant la coupure générale prévue d'ici la fin de l'année où le froid interplanétaire mettra définitivement en sommeil cette mission unique. Ulysse laissera néanmoins derrière lui une foison de données exceptionnelles qui resteront encore à exploiter.

: Flux d'électron normalisé à 1 UA en fonction de la latitude, pour les trois passages polaires d'Ulysse dans les trous coronaux polaires (les couleurs correspondent aux régions de hautes latitudes mentionnées à droite de la figure, avec la structure de la couronne vue par Soho). Le flux d'électron montre une baisse de plus de 25% entre les deux survols polaires en minimum d'activité solaire. (Issautier et al., GRL, 2008).

Contact : Karine Issautier, chercheur CNRS, Observatoire de Paris – LESIA

Référence : Issautier, K., Le Chat, G., Meyer-Vernet, N., Moncuquet, M., Hoang, S., MacDowall, R. J., McComas, D. J., Electron properties of high-speed solar wind from polar coronal holes obtained by Ulysses thermal noise spectroscopy : Not so dense, not so hot, Geophys. Res. Lett., Vol. 35, No. 19, L19101, doi:10.1029/2008GL034912, 2008

Survol de l'astéroïde STEINS par la sonde Rosetta

2008-09-05T14:24:00Z

Un grand événement pour le LESIA.

Le 5 septembre 2008 à 20h58 (18h58 TU), la sonde Rosetta de l'Agence Spatiale Européenne survolera l'astéroïde (2867) STEINS à une distance de 800 km et une vitesse relative de 8,6 km/s.

Onze instruments à bord de Rosetta étudieront la surface et l'environnement de l'astéroïde Steins à cette occasion. Le LESIA est fortement impliqué dans l'instrument VIRTIS (construction de la voie haute résolution VIRTIS-H) et a une importante contribution scientifique dans la caméra OSIRIS et l'instrument micro-onde MIRO.


L'astéroïde Steins: Vue d'artiste de l'astéroïde Steins Crédits : ESA

De 5 km de diamètre environ, Steins appartient à une classe minéralogique rare d'astéroïdes. Son étude nous renseignera sur son origine et son histoire. Lancée de Kourou le 2 mars 2004, Rosetta atteindra son objectif final, la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, en 2014, après le survol d'un deuxième astéroïde en juin 2010, l'astéroïde LUTETIA, et une longue période d'hibernation.

Si tout ce passe bien, les planétologues du LESIA présenteront les résultats du survol de Steins lors d'un séminaire exceptionnel le lundi 22 septembre 2008.

Les mesures de vents sur Vénus

2008-09-01T08:41:00Z

Les mesures de vents sur Vénus effectuées par l'instrument VIRTIS font la page de couverture de la revue Geophysical Research Letters (Vol. 35 n° 13) qui vient de paraître.

Lien vers le site de la revue Geophysical Research Letters

Lien vers l'article : Sánchez-Lavega, A. ; Hueso, R. ; Piccioni, G. ; Drossart, P. ; Peralta, J. ; Pérez-Hoyos, S. ; Wilson, C. F. ; Taylor, F. W. ; Baines, K. H. ; Luz, D. ; Erard, S. ; Lebonnois, S. ; Variable winds on Venus mapped in three dimensions, Geophysical Research Letters, Volume 35, Issue 13, 16 July 2008

Différence de composition surprenante entre météorites et géocroiseurs

2008-08-24T22:00:00Z

Une équipe internationale de scientifiques regroupant notamment des astronomes de l'Agence Spatiale Européenne (ESTEC, Pays-Bas) , du MIT (Cambridge, USA) et de l'Observatoire de Paris (LESIA) a récemment découvert que météorites et astéroïdes géocroiseurs (NEAs) diffèrent en terme de composition. La spectroscopie dans le visible et l'infrarouge proche leur a permis d'explorer la composition de surface des NEAs. On s'attendrait à ce que ces objets kilométriques aient des distributions en terme de composition semblables à celles des météorites qui nous parviennent par des impacts fréquents mais peu dangereux. De manière surprenante, cela n'est pas le cas. Environ 2/3 des géocroiseurs ont une composition semblable à celle des chondrites ordinaires LL qui ne représentent que 8% des chutes. Cette étude a permis en outre d'identifier la famille de Flora (située dans la ceinture principale interne) comme la région source majeure des géocroiseurs. Les météorites en revanche ont certainement une région source plus vaste qui pourrait s'étendre à la ceinture principale toute entière. L'effet dynamique Yarkovsky (2) pourrait être une explication plausible à ce paradoxe observationnel.

Les chondrites ordinaires (OCs) sont de loin les plus nombreuses parmi les météorites découvertes et représentent 80% des chutes. On s'attendrait à ce que la majorité des météorites ressemble à la plupart des géocroiseurs étudiés via des observations télescopiques. Les analogues astéroïdaux des chondrites ordinaires sont les astéroïdes dits de type S et de type Q.

Ces astéroïdes ont ainsi été observés dans l'infrarouge proche avec l'IRTF (télescope de la NASA situé au Mauna Kea) et l'instrument SpeX au cours d'un programme d'observation conjoint entre l'IRTF, l'Université d'Hawaii et le MIT. Ces données infrarouge sont venues compléter des données visible obtenues lors d'un précédent survey de 2000 astéroïdes. Un modèle de transfert radiatif a permis de contraindre les abondances des minéraux principaux (olivine, pyroxène) dont sont majoritairement constitués les OCs et les NEAs de types S et Q (Fig 1).


Figure 1: Cliquer sur l'image pour l'agrandir.

Figure 1 : Rapport olivine sur olivine+orthopyroxene [ol/(ol+opx)] pour 57 chondrites ordinaires et 38 NEAs de types S et Q. L'intervalle de composition pour les membres de la famille de Flora est indiqué ainsi que la composition des géocroiseurs potentiellement dangereux (PHAs ; 8 des 12 PHAs observés ont une composition dans l'intervalle 73-79%, la composition des 4 autres est reportée avec un symbole'+'). 95% (±4%) des OCs de type H et L sont à gauche de la ligne pointilléé (x=70) et 95% (±4%) des OCs de type LL sont à droite de cette ligne. L'abscisse des labels H, L and LL indique leur ol/(ol+opx) moyen. Il apparaît que la plupart des NEAs (63%) ont une composition compatible avec celle des chondrites LL qui ne représentent que 8% des chutes (Vernazza et al.).

Il apparaît que les météorites (OCs) et les NEAs (types S et Q) n'ont pas la même distribution compositionnelle (voir le rapport oliv/(oliv+opx) dans la Fig. 1). En particulier, la plupart des NEAs ( 2/3) ont une composition semblable aux météorites LL mais ces météorites ne représentent que 8% des chutes (10% des OCs) ! Ceci implique que les NEAs que nous observons télescopiquement (taille comprise entre 300 m et 10 km) ne sont pas les corps parents directs des météorites (taille comprise entre qq. cm et qq. m) ; météorites et NEAs proviennent donc directement de la ceinture principale mais de régions différentes au sein de cette dernière.

Il est intéressant de noter que la composition de la plupart des NEAs est compatible avec celle de la famille de Flora (cette famille se situe dans la ceinture interne ou elle représente 15 à 20% de tous les astéroïdes) ; des simulations effectuées par des dynamiciens avaient prédit que cette région devait être la source de la majeur partie des NEAs. Sur ce point, théorie et observations concordent ; néanmoins il avait également été prédit que la plupart des météorites devraient être issues de cette famille or l'étude présente montre que cela ne peut être le cas.

Il est suggéré que l'effet Yarkovsky [1] pourrait bien être à l'origine de ce surprenant paradoxe (la Fig 2. explique l'idée).


Figure 2: Cliquer sur l'image pour l'agrandir.

La figure 2 illustre la dynamique des petits et grands objets au sein de la ceinture principale interne. Les résonances nu-6 [2] et 3:1 apparaissent en gris foncé et leur efficacité relative 'd'envoi de matériel' vers la Terre est mentionnée. Le carré délimité par des pointillés indique la zone (a,e) occupée par la famille de Flora. La variation moyenne du demi grand axe (en UA) due à l'effet Yarkovsky (2) est représentée par une flèche placée devant chaque objet. Pour un objet d'1km : Delta a 0.01-0.02 UA en 0.5 milliard d'années. Les zones gris claires autour des résonances indiquent les régions sources attendues pour ces NEAs. Pour un objet de 5m : Delta a 0.2 UA en moins de 80 millions d'années. L'objet peut ainsi atteindre une des 2 résonances sans aucune 'difficulté'. Enfin, la densité surfacique d'astéroïdes en fonction de la distance au Soleil est mentionnée au bas de la figure. La densité de surface plus importante près de la résonance 3 :1 permet de compenser partiellement le manque d'efficacité de cette résonance (par comparaison directe avec nu-6). En prenant en compte la densité surfacique et l'efficacité de chaque résonance, la résonance nu-6 (1) devrait être 1.5x plus efficace que la résonance 3 :1. En conclusion, les NEAs devraient majoritairement venir de la région qui borde la résonance nu-6 alors que les météorites peuvent provenir de la ceinture interne toute entière voire au delà de 2.5 UA.

Référence

Compositional differences between meteorites and near-Earth asteroids, Nature 454, 2008. P. Vernazza, R P. Binzel, C. A. Thomas, F. E. DeMeo, S. J. Bus, A.S. Rivkin, A. T. Tokunaga

Contact

– Pierre Vernazza (Docteur de l'Observatoire de Paris en postdoc à l'ESA, pierre.vernazza esa.int)
– Francesca Demeo (Observatoire de Paris, LESIA)

[1] L'effet Yarkovsky (poussée thermique des surfaces astéroidales chauffées au Soleil ) déplace les petits objets (par exemple, de 0.04 UA en 100 millions d'années pour ceux de 1 km de diamètre dans la zone des Flora ) et contribue à vider le Système Solaire de ses petits astéroïdes qui, entrant dans une zone de résonance, finissent par percuter le Soleil ou une planète, ou sont éjectés du Système Solaire. Avec l'effet Yarkovsky, le passage près d'un des gros astéroïdes de l'Anneau peut faire varier l'orbite des petits astéroïdes (0.00075 UA dans le cas de Ceres). Note extraite des pages de Gérard Faure.

[2] La résonance séculaire nu-6 est une résonance qui agit lorsque les taux de précession des longitudes de périhélie des astéroïdes correspondent à ceux de Saturne. Cette résonance marque le bord interne de l'Anneau N°1 (anneau principal). Cette résonance nu-6 et celle 3:1 seraient les plus prolifiques en nouveaux NEAs.

Eclipse totale de Soleil du 1er août 2008

2008-07-31T13:57:00Z

Cette éclipse sera la cinquième éclipse totale du XXIe siècle, elle sera visible au pôle nord, sur le nord-est du continent américain, l'Europe et l'Asie. La ligne de totalité débute au nord-est du Canada, puis traverse le nord-ouest du Groenland, l'océan glacial arctique, l'île d'Arkhangelsk, le nord sibérien, l'ouest de la Mongolie puis prend fin en Chine. Elle sera quasiment invisible en France où le degré d'obscuration est de l'ordre de 6%.

Circonstances générales de l'éclipse
Circonstances générales de l'éclipse
Circonstances	Temps Légal Français	Longitude	Latitude
Commencement de l'éclipse générale	le 1 à 10 h 4,1m	+ 52°14,1'	+50°12,4'
Commencement de l'éclipse totale	le 1 à 11h 21,0m	+101°12,1'	+67°53,0'
Commencement de l'éclipse centrale	le 1 à 11h 22,6m	+103° 7,0'	+68°16,7'
éclipse centrale à midi ou minuit vrai	le 1 à 11h 47,3m	- 34°44,6'	+81° 6,8'
Maximum de l'éclipse	le 1 à 12h 21,1m	- 72°16,4'	+65°39,7'
Fin de l'éclipse centrale	le 1 à 13h 19,9m	-113°53,4'	+33°29,1'
Fin de l'éclipse totale	le 1 à 13h 21,5m	-113°12,9'	+32°51,3'
Fin de l'éclipse générale	le 1 à 14 h38,4m	- 85°36,5'	+11° 9,9'

Plus d'information sur cette éclipse est disponible à cette adresse (site de l'IMCCE).

Voir aussi la page "Les éclipses de Soleil" du pôle solaire du LESIA


Eclipse du 26 février 1998 en Guadeloupe: Crédit : Christian Viladrich (SAF)

Dernières nouvelles du satellite CoRoT

2008-07-20T22:00:00Z

Les derniers résultats du satellite français CoRoT, en orbite depuis plus de 550 jours, ont été présentés lors de diverses conférences scientifiques tenues récemment. Sur ses deux missions principales que sont la recherche de planètes extrasolaires et la physique des étoiles (l'étude de l'intérieur des astres grâce à la sismologie), le satellite a obtenu des données d'une extrême précision, inédites pour la plupart, dont voici communiqués ici quelques exemples.
Les chercheurs du Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA) de l'Observatoire de Paris sont à l'origine de cette mission spatiale, financée majoritairement par la France, avec la collaboration de l'Autriche, l'Allemagne, la Belgique, le Brésil, l'Espagne, l'Agence Spatiale Européenne (ESA) et réalisée sous la maîtrise d'oeuvre du CNES (Centre National d'Etudes Spatiales).

CoRoT découvre un système planétaire inédit

CoRoT utilise la méthode des transits pour détecter des planètes extrasolaires, mesurant l'assombrissement de l'éclat d'une étoile lorsqu'une éventuelle planète, un compagnon, passe "en transit" devant elle. Il détecte ainsi la planète et détermine, à l'aide d'observations complémentaires au sol sur de grands télescopes, sa masse et son diamètre.


Figure 1: Courbe de lumière blanche de CoRoT-Exo4. La courbe a été normalisée par sa propre médiane (Aigrain et al 2008)

CoRoT a découvert très récemment CoRoT-Exo-4b. C'est une planète géante gazeuse semblable à Jupiter : 0,72 fois moins massive et 1,17 fois plus grosse qu'elle. Sa période de rotation autour de son étoile est de 9,2 jours, ce qui en fait la seconde plus longue période de rotation connue pour une exoplanète découverte par transit.


Figure 2: Courbe de lumière de CoRoT-Exo4 repliée, avec le meilleur fit du transit (Aigrain et al 2008).

Grâce à des observations menées sur plusieurs mois sans interruption, l'équipe de CoRoT a été en mesure de caractériser les variations de luminosité de l'étoile hôte, qu'elle a attribuées à la présence de taches sombres à sa surface, puis d'en déduire sa période de rotation. Elle a ainsi découvert que l'étoile, dont la masse est 1,13 fois celle du Soleil, formait avec sa planète un système synchrone. Ce résultat est inédit car la planète présente une masse trop petite et une distance trop grande par rapport à son étoile pour avoir avec elle ce genre d'effet synchrone.


Figure 3: Diagramme Masse-période des 35 exoplanètes connues par transit, montrant la position spéciale de CoRoT-Exo4b (diamant), d'après Moutou et al (2008).

La sismologie stellaire

Voici quelques exemples de résultats soulevant de nouvelles interrogations :

– CoRoT a découvert des oscillations analogues à celles déjà observées dans le Soleil, dans toutes les étoiles semblables au Soleil ; ce qui montre la parenté entre le Soleil et ces étoiles. Les niveaux des amplitudes de ces oscillations interpellent la communauté sur la théorie actuelle des processus de transport de l'énergie.
– CoRoT a mesuré les oscillations de dizaines d'étoiles géantes ; il apporte ainsi une confirmation éclatante à de premiers résultats obtenus par des observations au sol et ouvre un nouveau domaine d'investigation. Pour les étoiles les plus brillantes, CoRoT a été capable de détecter des fréquences très basses qui vont permettre de tester la structure de leurs couches internes.
– Dans de nombreuses étoiles, comme dans l'étoile hôte de CoRoT-exo-4b, CoRoT est capable de mesurer la période de rotation, aidant ainsi à franchir une nouvelle étape dans la connaissance sur leur évolution.
– A ce jour, CoRoT a observé plus de 50 000 étoiles. Des outils automatiques sont en cours d'élaboration pour pouvoir analyser un si grand nombre de courbes de lumière.
– Au moins 50% de ces étoiles ont des variations au cours du temps, une caractéristique que CoRoT a été capable de discerner, alors que jusque là seules 10 % des étoiles étaient détectées comme variables. Ces variations sont en cours de classification à l'aide d'un système d'apprentissage informatique.

Crédit CNES " />
Le satellite CoRoT: Crédit CNES

*Références*

Transiting exoplanets from the CoRoT space mission IV : CoRoT-Exo-4b : A transiting planet in a 9.2 day synchronous orbit
S. Aigrain et al.
Astronomy & Astrophysics, in press

Transiting exoplanets from the CoRoT space mission V. CoRoT-Exo-4b : Stellar and planetary parameters
C. Moutou et al.
Astronomy & Astrophysics, in press

*Contacts*

– Annie Baglin (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)
– Caroline Barban (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

Connecter le Soleil aux étoiles : vers une solution à l'énigme magnétique solaire ?

2008-07-10T12:46:00Z

En mesurant le champ magnétique d'étoiles jumelles du Soleil, une équipe internationale d'astronomes comprenant des chercheurs du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse Tarbes (LATT : INSU-CNRS, Observatoire Midi-Pyrénées, Université Paul Sabatier), du Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA : INSU-CNRS, Observatoire de Paris, Universités Paris VI et VII) et du Max-Planck Institute for Solar-System Research (Katlenburg-Lindau) replace l'énigme magnétique solaire au sein du contexte plus riche des autres étoiles magnétiques. Pour ce faire, ils ont utilisé le spectropolarimètre NARVAL [1] installé au foyer du télescope Berrnard Lyot [2] au Pic du Midi. Ils ont détecté une structure du champ magnétique identique à celle du Soleil sur une étoile en tous points similaire à notre astre. Sur 3 autres étoiles ayant les mêmes caractéristiques que le Soleil mais des vitesses de rotation plus rapides, les lignes du champ magnétique changent de configuration en s'enroulant sous forme de tore autour de l'étoile, confirmant les modèles théoriques les plus récents. Ces résultats sont publiés dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Tout en étant l'étoile la plus proche de nous, le Soleil est encore loin d'avoir livré tous ses secrets aux astronomes. Quelle est l'origine de son champ magnétique, responsable de ses taches sombres et de ses violentes phases éruptives ? Les multiples manifestations du Soleil magnétique se répercutent pourtant jusque dans l'environnement terrestre, en provoquant des phénomènes tels que les aurores boréales, ou des perturbations électriques et radioélectriques de grande ampleur.

Face à ces enjeux, l'observation d'autres étoiles peut apporter des contraintes observationnelles que le Soleil seul ne peut offrir. Le vaste laboratoire stellaire permet en effet d'utiliser les autres étoiles pour tester le comportement magnétique d'objets astrophysiques très similaires au Soleil, tout en gagnant la possibilité de faire varier certaines de leurs caractéristiques simples (masse, âge, vitesse de rotation) pour tester leur influence sur le champ magnétique créé. Cette nouvelle option est maintenant accessible aux astronomes grâce au spectropolarimètre NARVAL installé au foyer du télescope de 2m Bernard Lyot du Pic du Midi.

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Figure 1: Prédiction théorique de la configuration magnétique d'une "toupie stellaire", tournant trois fois plus vite que le Soleil. La rotation a pour effet d'enrouler les lignes de champ, créant ainsi des tores magnétiques. © Benjamin Brown.

C'est ainsi que le champ magnétique de l'étoile 18 Sco a pu être étudié. Cette étoile, connue pour être le meilleur analogue du Soleil parmi les étoiles proches, est située à 46 années-lumières de nous, dans la constellation du Scorpion. Sa masse est identique à celle du Soleil, de même que sa luminosité et son âge, estimé à 4 milliards d'années environ. La similitude entre les deux astres va jusque dans la période de rotation, égale à 23 jours environ pour 18 Sco, contre 25 jours pour le Soleil. Le champ magnétique de 18 Sco, dévoilé par NARVAL, confirme son statut de meilleur jumeau solaire, puisque sa géométrie magnétique est très similaire à celle du Soleil au maximum de son cycle magnétique (observé pour la dernière fois aux alentours de l'année 2000).

Forts de ce résultat, les chercheurs ont ensuite répété les observations pour trois autres étoiles, presque identiques au Soleil si ce n'est leur vitesse de rotation qui était jusqu'à trois fois plus rapide que la référence solaire. Il était ainsi possible d'utiliser les autres étoiles pour étudier l'effet d'un paramètre spécifique, la rotation, sur le champ magnétique. Ces nouvelles observations ont apporté une confirmation éclatante de travaux théoriques récents, en révélant que la géométrie des champs magnétiques stellaires se transforme radicalement quand les étoiles sont en rotation rapide, passant d'une distribution sous forme de pôles magnétiques (comme dans le Soleil) à un véritable enroulement des lignes de champ autour de l'axe de rotation. La création de ce tore transforme ces soleils en rotation rapide en véritables toupies magnétiques !

Ce premier succès montre que les différentes théories du magnétisme du Soleil peuvent maintenant être testées en observant des étoiles jumelles du Soleil. Cette nouvelle connexion entre théorie et observation permet désormais de contraindre les modèles informatiques d'une façon que le Soleil seul ne peut nous offrir.

Voir aussi
– Sur le site de l'Observatoire Midi-Pyrénées : Connecter le Soleil aux étoiles : vers une solution à l'énigme magnétique solaire ?
– Communiqué de presse INSU-CNRS

Référence
– Toroidal vs. poloidal magnetic fields in Sun-like stars : a rotation threshold, P. Petit, B. Dintrans, S.K. Solanki, J.-F. Donati, M. Aurière, F. Lignières, J. Morin, F. Paletou, J. Ramirez, C. Catala, R. Fares : MNRAS, in press

Contact
– Claude Catala (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

[1] NARVAL a été financé par la Région Midi-Pyrénées, le Ministère de la Recherche, le conseil Général des Hautes Pyrénées, l'Union Européenne (FEDER) et l'INSU-CNRS. La première lumière a été obtenue le 13 Nov 2006. Cet instrument est la réplique d'ESPaDOns installé au foyer du télescope de 3,6 m Canada-France-Hawaii.

[2] Le Télescope Bernard Lyot (TBL) est financé par l'INSU-CNRS.