LESIA - Observatoire de Paris

Paris sous la neige, Vénus sous les nuages

2010-12-17T13:26:46Z

La planète Vénus est caractérisée par une atmosphère extrêmement dense, qui empêche l'observation directe du sol planétaire. Cependant, selon certaines longueurs d'onde, nous pouvons sonder l'atmosphère de la planète Vénus, en regardant le côté sombre de celle-ci. Par exemple, les observations dans la longueur d'onde de l'infrarouge proche, entre 2,2 et 2,5 microns, permettent d'étudier les couches nuageuses de l'atmosphère basse (30-50 km d'altitude).

Des observations récentes de Vénus sur cet intervalle spectral ont été menées à partir du Centre d'observation à distance en astronomie à Meudon (CODAM), en utilisant le télescope de 3 m de diamètre IRTF de la NASA, situé au Mauna Kea, à Hawaii. Les images et les spectres du côté sombre de la planète ont été obtenus pendant plusieurs jours consécutifs (13, 14 et 15 décembre 2010), dans des conditions atmosphériques excellentes. L'image ci-jointe nous montre le croissant de Vénus. Sur la partie sombre, nous observons les formations nuageuses de l'atmosphère basse de la planète. Les images vont permettre l'étude de la circulation atmosphérique de la planète. Corroborées par les spectres obtenus concomitants à ces images, les études vont porter sur la composition moléculaire des nuages et la chimie atmosphérique des couches profondes.


Le croissant et le côté nuit de la planète de Vénus, observés le 13 décembre 2010: Le trait noir vertical, situé au centre de l'image, est la fente du spectrographe. Sur le côté nuit de la planète, nous pouvons distinguer plusieurs formation nuageuses de l'atmosphère basse (30-50 km d'altitude). Cette couche nuageuse est accessible essentiellement pour le filtre K (2,2-2,5 microns).
Crédit : Eliot Young, Mark Bullock (SWRI), Mirel Birlan, Marcel Popescu (IMCCE)

Eliot Young a travaillé comme chercheur associé au LESIA en 2009-2010 avec Thomas Widemann sur les observations au sol de Vénus, et est un collaborateur des chercheurs du LESIA travaillant sur les données Vénus.

Contact

Mirel Birlan (IMCCE, CNRS et Observatoire de Paris)

CoRoT découvre un exo-Jupiter "tempéré" en transit

2010-03-19T08:33:02Z

Le satellite CoRoT a maintenant détecté une douzaine d'exoplanètes (4 sont en cours de publication). Lancé le 26 décembre 2006, l'exploitation du satellite a été prolongée jusqu'à la fin mars 2013. L'année 2009 a été marquée par la détection de la première super-Terre en transit devant son étoile, CoRoT-7b (voir nouvelle de février 2009). CoRoT vient maintenant de détecter une nouvelle planète particulièrement intéressante : CoRoT-9b. Elle a une masse de 0,8 masse jovienne et son rayon égale celui de Jupiter. Ces valeurs n'ont rien d'exceptionnel, mais ce qui rend cette planète remarquable c'est qu'elle est 10 fois plus loin de son étoile que les "Jupiters chauds" détectés à ce jour. Cela lui confère une température d'environ 400 degrés K qui la place entre les Jupiters chauds et notre Jupiter, ouvrant ainsi la voie à l'étude d'un nouveau "régime météorologique".

Parmi les quelques 430 exoplanètes découvertes à ce jour, une petite centaine a le bon goût de passer régulièrement devant son étoile, vue depuis l'observateur. On dit que ces planètes sont « en transit » devant leur étoile. L'intérêt immense de cette catégorie de planètes est que leur atmosphère absorbe des raies moléculaires de l'atmosphère de la planète pendant le transit. L'observation spectroscopique de ces raies permet donc de savoir quelles molécules sont présentes dans cette atmosphère et en quelle quantité. Jusqu'à présent, toutes les planètes en transit se trouvaient (du moins pendant une partie de leur orbite) tellement près de leur étoile que leur température dépassait 1300 degrés Celsius. C'est pourquoi on les qualifie de chaudes : selon les cas on dira des Jupiters ou des super-Terres chaud(e)s.


Baisse du flux stellaire observé pendant le passage de la planète

Ce qui est nouveau avec CoRoT-9b, c'est que, ayant une période orbitale de 95 jours sur une orbite très légèrement elliptique, elle doit se trouver à une distance d'environ 0,4 unité astronomique de son étoile, soit environ la distance de Mercure au Soleil (l'unité astronomique est la distance Terre-Soleil). Cette planète est chauffée par la lumière de son étoile. Celle-ci étant légèrement moins lumineuse que le soleil, CoRoT-9 b doit être légèrement plus froide que Mercure. Sa température exacte dépend de son pouvoir à absorber le flux lumineux de son étoile. Comme l'orbite est légèrement elliptique (l'excentricité est de 0,1 environ), la température doit varier entre 380 et 430 degrés K pour un pouvoir absorbant de 80%. Cela la placerait comme la planète géante la plus froide détectée à ce jour par transit. De plus étant constamment assez loin de son étoile, elle ne subit pas de déformation interne qui serait due à des effets de marée. Il n'y a donc pas de ce coté de source de chaleur interne ce qui facilite la construction des modèles pour cette planète.

Avec cette planète on entre dans un nouveau régime de température. Ce n'est pas la première fois que l'on trouve des Jupiters « "tempérés" (on en connaît déjà quelques dizaines), mais c'est la première fois que l'on en trouve un en transit devant son étoile. On pourra donc faire ultérieurement la spectroscopie de ce transit dans des conditions thermiques inexplorées à ce jour. Cette spectroscopie pourra être faite soit depuis le sol avec le Very Large Télescope européen installé au Chili par exemple ou depuis l'espace avec le télescope Hubble, et mieux, à partir de 2014 avec le James Web Space Telescope, et peut-être en 2018 avec Plato et Spica (sélectionnés par l'ESA pour une étude de faisabilité). Ces observations permettront de voir comment les "équilibres chimiques" de l'atmosphère des planètes (c'est-à-dire par exemple l'abondance de dioxyde de carbone par rapport à celle du méthane) dépendent de leur température et de détecter des molécules stables à la température de CoRoT-9b mais instables à la température des Jupiters chauds.

Après une période de statistique des observations, l'ère de l'exoplanétologie comparée semble désormais bien ouverte et on peut parier qu'elle ménagera de nouvelles surprises. On peut compter pour cela, du côté européen, sur les futures observations dans les proches années à venir avec, depuis le sol l'instrument SPHERE installée sur le VLT et le futur E-ELT, et dans l'espace Gaia et le JWST. Le LESIA est présent dans la réalisation et l'exploitation de trois de ces futurs moyens.

Référence

H.J. Deeg, C. Moutou, A. Erikson, Sz. Csizmadia, B. Tingley, P. Barge, H. Bruntt, M. Havel, S. Aigrain, J.M. Almenara, R. Alonso, M. Auvergne, A. Baglin, M. Barbieri, W. Benz, A. S. Bonomo, P. Bordé, F. Bouchy, J. Cabrera, L. Carone, S. Carpano, M. Deleuil, R. Dvorak, S. Ferraz-Mello, M. Fridlund, D. Gandolfi, J.-C. Gazzano, M. Gillon, P. Gondoin, E. Guenther, T. Guillot, R. den Hartog, A. Hatzes, M. Hidas, G. Hébrard, L. Jorda, P. Kabath, H. Lammer, A. Léger, T. Lister, A. Llebaria, C. Lovis, M. Mayor, T. Mazeh, M. Ollivier, M. Pätzold, F. Pepe, F. Pont, D. Queloz, M. Rabus, H. Rauer, D. Rouan, J. Schneider, A. Shporer, B. Stecklum, R. Street, S. Udry, J. Weingrill et G. Wuchterl
A transiting giant planet with a temperature between 250 K and 430 K Nature, Mars 2010.

Voir aussi :

Institutions participantes :

Observatoire de Paris (LESIA et LUTh), Instituto de Astrofısica de Canarias, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, German Aerospace Center, U. of Exeter, Observatoire de Genève, Universität Bern, IAS Orsay, IAP, Universitä zu Köln, ESA/ESTEC, University of Vienna, Universidade de Sao Paulo, Thüringer Landessternwarte, University of Liège, OCA, Las Cumbres Observatory, Space Research Institute Graz, Tel Aviv University, University of Sydney, Universita di Padova, OHP, Oxford Astrophysics et CalTech.

Contact :

Michel Auvergne (Observatoire de Paris, LESIA)
Annie Baglin (Observatoire de Paris, LESIA)
Juan Cabrera (Observatoire de Paris, LUTH)
Hans Bruntt (Observatoire de Paris, LESIA)
Daniel Rouan (Observatoire de Paris, LESIA)
Jean Schneider (Observatoire de Paris, LUTH)

Plato et Solar Orbiter choisis par l'ESA pour étude dans le programme Cosmic Vision

2010-02-19T21:59:54Z

L'ESA (Agence spatiale européenne) annonce le choix de trois missions scientifiques de taille moyenne (classe M), dans le cadre de son programme Cosmic Vision. Ces trois missions sont Euclid, dédiée à l'étude de la nature de la matière et de l'énergie noire de l'Univers, Plato, mission sur l'étude des exoplanètes de type terrestres, et Solar Orbiter qui s'approchera à seulement 62 rayons solaires de notre Soleil pour étudier de près l'origine des éruptions solaires et observer à une résolution de 70km notre étoile.

Le LESIA est fortement impliqué sur deux de ces trois missions :

Plato dont le proposant principal (PI en anglais) est Claude Catala, se compose d'un satellite comportant une quarantaine de caméras de haute précision pour l'étude des exoplanètes ;

Solar Orbiter, où l'instrument radio RPW sera construit par un consortium international dirigé par Milan Maksimovic, doit permettre de mesurer les paramètres physiques du milieu ionisé dans l'environnement solaire.

La sélection doit se poursuivre puisque seules deux de ces trois missions seront sélectionnées pour la phase finale en 2011.

Contacts :

LESIA : Pierre Drossart, directeur du LESIA

Plato : Claude Catala, P.I. de la proposition

Solar Orbiter : Milan Maksimovic, PI de l'instrument RPW

Mise en ligne de la Base de Données d'Images Planétaires (BDIP)

2010-02-18T16:22:47Z

La base de données d'images planétaires (BDIP) provient de la numérisation des plaques photographiques conservées par le Centre de Documentation Planétaire et Cométaire (CDPC) de l'Observatoire de Meudon. Organisé en 1961 à la demande de l'Union Astronomique Internationale, le CDPC regroupe une large collection d'images planétaires prises avec des télescopes à travers le monde depuis le début de la photographie astronomique.

Cette collection patrimoniale est maintenant accessible en ligne grâce à un site web dédié conçu et mis en place par le Service Internet Graphisme et Animations du LESIA (SIGAL).

Site BDIP : http://www.lesia.obspm.fr/BDIP/

Un siècle d'images planétaires

La base de données d'images planétaires (BDIP) provient de la numérisation des clichés conservés par le Centre de Documentation Photographique sur les planètes organisé par l'UAI à l'Observatoire de Meudon à partir de 1961 dont J.H. Focas fut le premier responsable (IAUC, 12th General Assembly, report 1964). Un centre identique a été créé au Lowell Observatory en Arizona, sous la responsabilité de W.A. Baum, les clichés étant dupliqués entre les deux centres.

Environ 8400 clichés de Mars, Vénus, Mercure, Jupiter et Saturne, effectués entre 1890 et 1977, sont conservés au LESIA. Ils restent consultables pour des recherches sur demande motivée. La numérisation de ces clichés planétaires a été réalisée par scanner entre 1998 et 2000, par l'équipe du Centre de Documentation (R. Boyer, E. Neyvoz et al), sur un projet proposé au Conseil Scientifique de l'Observatoire de Paris par P. Drossart. Cela a permis de conserver avec la meilleure définition possible les clichés sous différents formats de compression (JPEG, GIF et TIFF). La procédure de numérisation, définissant pour chaque cliché ses niveaux minimum et maximum d'intensité, assure au mieux la préservation de la linéarité photométrique des clichés (sur les clichés non compressés de format TIFF). L'amélioration des techniques de stockage de masse et de la diffusion en réseau permet aujourd'hui de donner accès aux images numérisées sous leur plus haute définition, facilitant ainsi les recherches sur l'évolution des planètes, à l'échelle d'un siècle.

Intérêt scientifique

L'intérêt scientifique de la base de données de clichés planétaires concerne principalement l'évolution atmosphérique de Mars, Jupiter, Saturne, et Vénus. L'évolution des tempêtes martiennes, ou des calottes polaires de Mars, le suivi des tempêtes observables sur Saturne, ou des taches comme la grande tache rouge de Jupiter ou les taches ovales blanches font partie des sujets ayant donné lieu à des travaux sur clichés, qui peuvent être repris aujourd'hui grâce à l'accès aux clichés numérisés (Sanchez-Lavega et Battaner, A&A Suppl. Ser., 64 , 287 ; 1986).

Remerciements à

– L'ancienne équipe du CDPC (R. Boyer, E. Neyvoz, LESIA) pour leur participation enthousiaste au projet ;

– P. Rocher (IMCCE) pour le calcul d'éphémérides ;

– A. Fave et F. Henry pour la mise au point du système de gestion actuel ; et de nombreux bénévoles et stagiaires qui ont permis au projet de voir le jour.

Lancement du satellite SDO

2010-02-10T13:13:51Z

Le satellite NASA "Solar Dynamic Observatory" (SDO) a été lancé jeudi 11 février 2010, depuis Cap Canaveral, Floride, par une fusée Atlas V.


SDO après son intégration au Goddard Space Flight Center: Credit NASA
Cliquer sur limage pour l'agrandir

SDO est un satellite d'observation solaire avec au cœur de ses objectifs scientifiques la variabilité de l'activité solaire et ses conséquences sur l'environnement spatial.

SDO et son instrument "EUV Variability Experiment" (EVE) générera des observations pionnières de l'irradiance solaire dans le domaine Ultraviolet. Les télescopes composant les instruments "Helioseismic and Magnetic Imager" (HMI) et "Atmospheric Imaging Assembly" (AIA) enregistreront des images du disque entier du Soleil à une fréquence temporelle inégalée. Tandis que HMI fournira des images Doppler et des magnétogrammes vectoriels (carte de la distribution du vecteur champ magnétique) de la surface solaire à très haute résolution spatiale et temporelle, AIA produira des images de la couronne solaire dans 10 longueurs d'onde en l'espace de 10 secondes.


Comparaison de la résolution attendue de SDO/AIA et de SoHO/EIT: L'image synthétique de AIA à été obtenue par composition de nombreuses images du satellite TRACE, dont la résolution est similaire mais dont le champ de vue est 26 fois plus petit. AIA permettra ainsi d'obtenir des images avec un champ similaires à EIT, mais avec une cadence bien plus élevée et dans 2 fois plus de longueur d'ondes.
Cliquer sur l'image pour l'agrandir.

Le LESIA participe à la mission SDO par l'intermédiaire de Pascal Démoulin co-investigateur scientifique de l'expérience Atmospheric Imaging Assembly. Les membres du pôle solaire du LESIA (G. Aulanier, E. Pariat, S. Masson) s'impliqueront dans l'interprétation et l'analyse des données de SDO. Les méthodes de reconstruction 3D du champ magnétique coronal utilisées au LESIA (cf. Service FROMAGE de BASS2000) permettront en effet de coupler les observations de HMI et celles de AIA.

Cette expertise se base sur des précédents travaux de couplage des données des satellites TRACE et SoHO. Ces travaux permettent d'améliorer la compréhension de la structure 3D des régions actives en lien avec leur activité.


Exemple de travaux de préparation scientifique à l'exploitation de SDO par le LESIA: Observation d'une éruption confinée par TRACE en UV le 16/11/2002 (panneau de gauche) et reconstruction de la structure 3D du champ magnétique de cette région à partir d'un magnétogramme de SoHO/MDI (panneau de droite). Référence : Masson, Pariat, Aulanier & Schrijver, ApJ vol. 700, 2009.

Voir aussi l'article du Figaro : "La NASA a rendez-vous avec le Soleil"

Prolongation de la mission Cassini jusqu'en 2017

2010-02-04T13:55:33Z

Lancée en 1997, la mission Cassini est en orbite autour Saturne depuis juillet 2004, et vient d'être étendue par la NASA jusqu'en 2017. La sonde spatiale va donc continuer à explorer Saturne, son voisinage et ses satellites pendant encore sept ans.

"C'est une mission qui produit sans arrêt des résultats scientifiques surprenants et nous fournit des clichés extraordinaires" a déclaré Jim Green, le directeur de la division des Sciences Planétaires à la NASA. "Les découvertes et les images étourdissantes de ce voyageur historique ont révolutionné notre connaissance de Saturne et de ses lunes."

La mission avait déjà été étendue jusqu'en septembre 2010, afin d'observer le système de Saturne pendant son équinoxe de 2009. Cette nouvelle prolongation permettra d'aller jusqu'au prochain solstice. Ainsi, de 2004 à 2017, les chercheurs participant à cette mission spatiale auront une opportunité unique : étudier Saturne de l'hiver à l'été. Cela promet de palpitantes nouvelles découvertes.

Le LESIA est impliqué dans trois instruments de la sonde Cassini : le pôle plasma a conçu le récepteur radio haute fréquence (HFR) de l'instrument RPWS (Radio and Plasma Wave Science), le pôle planétologie est impliqué dans les instruments VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) et CIRS (Cassini Composite Infrared Spectrometer).

: Credit : NASA/JPL/Space Science Institute.
(cliquer sur l'image pour l'agrandir)

Voir le communiqué de presse de la NASA

Huygens sur Titan : cinq ans déjà !

2010-01-23T14:18:26Z

Il y a cinq ans, le 14 janvier 2005 : la sonde européenne Huygens, détachée du vaisseau spatial américain Cassini, se posait sur Titan grosse lune brumeuse de Saturne découverte 350 ans plus tôt par Christiaan Huygens (1629-1695). Pour célébrer cet anniversaire, à l'initiative d'un comité dirigé par une chercheuse de l'Observatoire de Paris, les scientifiques se sont réunis trois jours à Barcelone (Espagne) afin de discuter de l'héritage et de prévoir l'avenir de l'exploration de Titan.

En octobre 1997, le vaisseau spatial Cassini porteur de la sonde Huygens se lançait vers le système de Saturne. La mission, une collaboration des agences spatiales ESA et Nasa, avait comme but d'explorer la planète géantes aux anneaux, ses satellites, et tout spécialement d'étudier l'atmosphère inconnue qui enveloppe une lune énigmatique : Titan. La surface de cette dernière avait jusqu'ici échappé à toute tentative d'observation.

Le 14 janvier 2005, après plus de sept ans de périple, le module Huygens a atterri sans encombre sur Titan. Il a réussi à se poser bien plus loin de la Terre qu'aucun autre robot jusque-là.

Ce sera un succès phénoménal pour l'Agence spatiale européenne ESA, la communauté scientifique internationale du projet et l'Observatoire de Paris à travers les apports scientifiques et technologiques de ses laboratoires dont le LESIA.

Une moisson de données

La sonde emportait six instruments qui ont récolté une grande moisson de données au cours de la descente et depuis la surface de Titan. Ces informations uniques ont été émises à destination du satellite Cassini qui les a retransmises vers la Terre. Au total, Huygens aura fonctionné pendant 147 minutes lors de sa descente et plus de trois heures au sol.

Pour la communauté scientifique, ces 474 Mbits de données - dont 360 photos - constituent une manne qui sera étudiée pendant des décennies. La dynamique de l'atmosphère d'azote de Titan est comparable à celles de Vénus, la Terre ou Mars. Elle permet d'accroître d'autant notre champ d'analyse en planétologie comparée ainsi que notre compréhension des atmosphères planétaires et en tout premier lieu de la nôtre. Titan est le siège d'une chimie organique très complexe. Sa surface a révélé un monde modelé par des phénomènes géophysiques et météorologiques semblables aux terrestres, comme par exemple les nuages et des probables précipitations de méthane et autres hydrocarbures, témoins du cycle du méthane, les dunes, et un possible cryovolcanisme (où la glace remplace la lave). Le satellite Cassini a ultérieurement détecté des lacs de méthane liquide dans les régions polaires de Titan. Les mesures de conductivité de l'atmosphère réalisées par Huygens ont, en outre, révélé la probable présence d'un océan d'eau riche en ammoniaque sous une épaisse croûte de glace. Depuis cinq ans, l'orbiteur Cassini poursuit sa mission autour de Saturne et vient d'effectuer son 65e survol de Titan. L'héritage de la sonde Huygens reste très présent dans les discussions. L'analyse permettra encore bien de nouvelles découvertes.

L'Observatoire de Paris fortement impliqué

Le LESIA a été très fortement impliqué dans la mission Cassini-Huygens depuis le début, aussi bien sur plan scientifique que de la fourniture d'instruments. Ainsi, Daniel Gautier et Michel Combes sont à l'origine de la proposition de projet auprès de l'ESA. En plus d'une présence significative dans les instruments de l'orbiteur, le LESIA a fourni des sous-systèmes (plan focal, obturateur et électronique associée) pour le spectromètre infrarouge de l'instrument Descent Imager Spectral Radiometer DISR qui a donné les fabuleuses mesures et images de l'atmosphère et de la surface du satellite. Ce spectromètre, dont Bruno Bézard est le responsable français, comprend deux voies donnant accès au domaine 0,85 - 1,7 microns de longueurs d'ondes. Dès l'arrivée des données, les scientifiques du LESIA ont participé à l'analyse des mesures infrarouges enregistrées.

Le LESIA a aussi une forte contribution dans un autre instrument à bord de la sonde, le Huygens Atmospheric Structure Instrument HASI, pour lequel l'investigateur principal est Marcello Fulchignoni. Il s'agit ici de mesurer les propriétés atmosphériques (densité, température, pression) et électriques in situ.

En réussissant la première rentrée dans une atmosphère dense, sur le corps céleste le plus lointain jamais atteint physiquement par l'humanité, et en dépassant largement les objectifs initiaux de la mission par un atterrissage réussi sur une surface complexe et largement inconnue, les états-membres de l'ESA ont placé l'Europe au plus haut niveau mondial. L'Observatoire de Paris, en collaboration avec ses partenaires industriels et le CNES, a joué un rôle prédominant dans l'aventure.

Retour vers Titan en 2025 ?

En offrant un premier regard étendu sur un monde nouveau, la mission Cassini-Huygens a répondu à beaucoup de questions et en a soulevé une multitude de nouvelles. Pour y répondre, les scientifiques sont d'ores et déjà convaincus qu'il faudra préparer une nouvelle mission, qui comporterait a) un satellite dédié à Titan et deux éléments in situ pour une exploration étendue. Ces éléments seraient un aérostat (montgolfière) qui évoluerait dans l'atmosphère de Titan et tournerait autour de l'équateur pendant six mois ainsi qu'un amerrisseur qui serait plongé dans un des lacs vus aujourd'hui au pôle nord du satellite. Cette exploration permettrait d'étudier en particulier le cycle du méthane, la composition de la surface et de caractériser la chimie organique. Ceci est le concept de la mission Titan Saturn System Mission TSSM, une nouvelle collaboration ESA-Nasa.

Le LESIA, par le biais de plusieurs de ses planétologues et, en particulier, Athéna Coustenis responsable scientifique européenne de l'étude de la mission TSSM, est très bien placé déjà pour cette poursuite de l'aventure vers Saturne et Titan. La mission proposée est actuellement classée 2e sur le pas de tir d'une prochaine mission vers les planètes externes.

Pour en savoir plus

DISR au LESIA
TSSM sur le site du LESIA

Contact

Athéna Coustenis

Cet article provient du site web de la Direction de la communication de l'Observatoire de Paris.

Nouvelle version du site web "Monitoring Radio"

2010-01-15T16:15:07Z

Le site web "Monitoring radio" : http://secchirh.obspm.fr, met un ensemble de spectres et d'images des émissions radioélectriques du soleil à la disposition de la communauté solaire et milieu interplanétaire.

Ces données analysées sont directement utilisables, et permettent une identification rapide des émissions radio associées aux éjections de masse coronales. Elles proviennent de plusieurs instruments au sol et dans l'espace.

Le projet constitue un support à la mission spatiale STEREO et a été développé par une équipe du LESIA (A. Bouteille, M.P. Issartel, A. Kerdraon, M. Pick, M. Rabouam, R. Romagnan), avec le soutien du CNES.

Une présentation de la nouvelle version du site aura lieu le 19 janvier 2010 à 14h30 dans la salle de réunion du bâtiment 17, à l'Observatoire de Meudon.

Des détails sans précédent à la surface de l'étoile Bételgeuse

2010-01-12T21:16:04Z

En utilisant la technique de l'interférométrie, une équipe internationale conduite par un astronome du LESIA a obtenu une image sans précédent de la surface de l'étoile supergéante rouge Bételgeuse de la constellation d'Orion. Le cliché révèle la présence de deux gigantesques taches brillantes dont la taille équivaut à la distance Terre-Soleil : elles couvrent en grande partie l'astre. Il s'agit d'une première indication forte et directe de la présence de phénomènes de convection, transport de la chaleur par la matière en mouvement, dans une étoile autre que le Soleil. Ce résultat permet de mieux comprendre la structure et l'évolution des étoiles supergéantes.

Bételgeuse est une étoile supergéante rouge située dans la constellation d'Orion. Cet astre est bien différent de notre Soleil : 600 fois plus gros en dimension, il rayonne environ 100 000 fois plus d'énergie. Mais à l'instar du Soleil, ce type d'objet semble aussi présenter une surface peuplée de taches brillantes ou sombres, plus ou moins chaudes ou froides. Ces structures seraient principalement dues au phénomène de convection, c'est-à-dire au transport de la chaleur par les courants de matière en mouvement. Ce bouillonnement s'observe tous les jours dans les casseroles d'eau chauffée en ébullition. À la surface du Soleil, la plus proche des étoiles, ces taches sont assez bien connues et visibles. Cependant, ce n'est pas du tout le cas pour les autres étoiles et notamment les supergéantes. La taille, les caractéristiques physiques et le temps de vie de ces structures dynamiques restent autant d'inconnues.


Figure 1: La surface de l'étoile Bételgeuse en proche infra-rouge à 1.64 micron de longueur d'onde, obtenue avec l'interféromètre IOTA (Arizona). L'image a été re-construite grâce à deux algorithmes différents, qui donnent les mêmes détails, de 9 mas (milli-arcseconde). Le diamètre de l'étoile est d'environ 40 mas.
Cliquer sur l' image pour l'agrandir

D'autres images de moindre qualité, de la surface de Bételgeuse avaient déjà été obtenues dans le passé. Il s'agissait essentiellement de modèles de surface de l'astre contraints à partir des données interférométriques. A présent, les chercheurs disposent d'une véritable image dont la richesse dépasse celle qu'il est possible d'imaginer à partir d'un modèle. Pour la première fois, on peut dire que deux taches sont présentes et déterminer la taille de la plus grande. Cette différence de dimension constatée laisse peut-être présager de phénomènes physiques différents.

L'analyse de la brillance des taches montre un écart de 500 degrés par rapport à la température moyenne de l'étoile (3 600 kelvins). La plus grande des deux structures présente une dimension équivalente au quart de celle de l'étoile (soit une fois et demie la distance Terre-Soleil). Ceci marque une nette différence avec le Soleil où les cellules de convection sont beaucoup plus fines et atteignent à peine 1/20e du rayon solaire (quelques fois le rayon de la Terre). Ces caractéristiques sont compatibles avec l'idée de taches lumineuses produites par la convection. Ces résultats constituent une première indication forte et directe de la présence de phénomènes de convection à la surface d'une étoile autre que le Soleil.

Référence

X. Haubois, G. Perrin, S. Lacour, T. Verhoelst, S. Meimon, L. Mugnier, E. Thiebaut, J.P. Berger, S.T. Ridgway, J.D. Monnier, R. Millan-Gabet, W. Traub : Imaging the spotty surface of Betelgeuse in the H band, 2009, A&A, 508, 923

Contact

Xavier Haubois (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)
Guy Perrin (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

Zoom sur la mort d'une étoile : le destin de notre Soleil

2010-01-06T16:04:12Z

En obtenant l'image de l'étoile Mira Chi-Cygni en interférométrie infrarouge, une équipe menée par des astronomes du LESIA (Observatoire de Paris) a montré comment le diamètre de l'étoile oscille, et a révélé la présence et le mouvement d'une couche moléculaire chaude. Le rayon de l'étoile a une valeur moyenne de 12,1 milli arcseconde et une pulsation d'amplitude 5,1 milli arcseconde. En parallèle, l'équipe a mesuré la vitesse radiale de la couche moléculaire, qui apparaît en chute libre pendant une partie du mouvement. Ceci permet de déterminer la masse de l'étoile qui est de 2 masses solaires.

A environ 550 années-lumière de la Terre, une étoile semblable au Soleil vit son agonie. Chi-Cygni a enflé pour devenir une étoile géante rouge, si grande qu'elle aurait avalé toute planète jusqu'à Mars dans notre système solaire. De plus, l'étoile a commencé à palpiter violemment, battant comme un coeur géant. Les nouvelles photos en gros plan de la surface de cette étoile montrent des détails sans précédent de cette pulsation.
"Ce travail ouvre une fenêtre sur le destin de notre Soleil dans cinq milliards d'années, quand il finira sa vie", dit Sylvestre Lacour du LESIA (Observatoire de Paris).

Lorsqu'une étoile de type solaire vieillit, elle commence à manquer d'hydrogène dans son noyau. Comme une voiture manquant de carburant, son "moteur" commence à hoqueter. Nous voyons ces hoquets comme des fluctuations de lumière, provoquées par la contraction et l'expansion de l'étoile. Les étoiles dans cette étape de leur vie sont connues comme des variables Mira, d'après le premier exemple, Mira "la merveilleuse", découverte par David Fabricius en 1596. Quand elle palpite, Chi-Cygni rejette ses couches externes qui, dans quelques centaines de milliers d'années, créeront une belle nébuleuse planétaire.


Figure 1 : L'étoile Mira Chi-Cygni, à diverses époques.: Cliquer sur l'image pour l'agrandir

Chi-Cygni pulse tous les 408 jours. A son plus petit diamètre de 450 millions de km, elle se couvre de taches brillantes alors que des filaments de plasma chaud troublent sa surface (ces taches sont comme les granules sur la surface du Soleil, mais beaucoup plus grandes). Pendant son expansion, Chi-Cygni se refroidit et s'obscurcit, jusqu'à un diamètre de 720 millions de km — assez pour engloutir et faire cuire la ceinture d'astéroïdes du système solaire.

Pour la première fois, les astronomes ont photographié ces changements spectaculaires en détail.
"Nous avons créé l'animation des pulsations d'une étoile en utilisant de vraies images", explique S. Lacour. "Nos observations prouvent que la pulsation est non seulement radiale, mais s'accompagne d'inhomogénéités, comme le point névralgique géant qui est apparu au rayon minimum".

Les étoiles variables sont extrêmement difficiles à imager, pour deux raisons principales. La première est que ces étoiles se cachent dans une coquille compacte et dense de poussière et de molécules. Pour étudier la surface de l'étoile dans la coquille, les astronomes les observent en lumière infrarouge. L'infrarouge permet de voir à travers la coquille, comme des rayons X permettent à des médecins de voir les os dans le corps humain.

La deuxième raison est que ces étoiles sont très lointaines, et apparaissent ainsi très petites. Bien qu'elles soient énormes comparées au Soleil, la distance les réduit à la taille d'une petite maison sur la Lune. Les télescopes traditionnels manquent de résolution. En conséquence, l'équipe a utilisé l'interférométrie, qui consiste à combiner la lumière venant de plusieurs télescopes pour obtenir la résolution équivalente à un télescope aussi grand que la distance entre eux.


Figure 2 : Le télescope IOTA: Cliquer sur l' image pour l'agrandir

L'équipe a utilisé l'interféromètre infrarouge de l'observatoire astrophysique de Smithsonian, ou l'IOTA, qui est situé à l'observatoire de Whipple sur le Mont Hopkins, en Arizona.
"IOTA offre des possibilités uniques", dit le co-auteur Marc Lacasse du centre de Harvard-Smithsonian pour l'astrophysique (CfA). "Il nous a fourni des images environ 15 fois plus pointues que le télescope spatial Hubble".

L'équipe a également utilisé les nombreuses observations faites tous les ans par les astronomes amateurs dans le monde entier, fournies par l'association américaine des observateurs d'étoiles variables (AAVSO).

L'utilisation de l'interférométrie astronomique dans les prochaines décennies va changer la perception que nous avons de bien des astres. Les objets qui jusqu'ici, apparaissaient comme des sources ponctuelles, vont progressivement révéler leur vraie nature. Les surfaces d'étoiles, les disques d'accrétion autour des trous noirs, et les disques protoplanétaires autour des étoiles jeunes, tous étaient compris uniquement par des modèles. Nous pourrons enfin les voir. Ce qui, certainement, n'ira pas sans quelques surprises.

Référence

S. Lacour, E. Thiébaut, G. Perrin, S. Meimon, X. Haubois, E. Pedretti, S. Ridgway, J.D. Monnier, J.P. Berger, P.A. Schuller, H. Woodruff, A. Poncelet, H. Le Coroller, R. Millan-Gabet, M. Lacasse, W. Traub : The Pulsation of Chi Cygni Imaged by Optical Interferometry ; a Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars, Ap J.. in press

Contact

Sylvestre Lacour (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)
Guy Perrin (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)