LESIA - Observatoire de Paris

Soutenance de thèse d'Élodie Choquet le lundi 17 décembre 2012

2012-12-05T09:42:11Z

La soutenance aura lieu le lundi 17 décembre 2012 à 14h00 dans l'amphithéâtre du bâtiment Evry Schatzman à Meudon

Titre de la thèse

"Suivi de franges à quatre télescopes pour GRAVITY et astrométrie de précision"

Directeurs de thèse

Guy Perrin et Frédéric Cassaing

Résumé

Ma thèse s'inscrit dans le contexte du développement de GRAVITY, instrument de deuxième génération du VLTI, dont la première lumière est prévue pour 2014. GRAVITY pourra recombiner jusqu'à quatre télescopes en bande K (∼ 2, 2 µ-m). Par stabilisation de la phase sur une étoile de référence de magnitude aussi faible que K = 10, il permettra de réaliser des mesures astrométriques avec une précision de 10 -µas sur des objets jusqu'à K = 15, et des images à référence de phase jusqu'à K = 16 avec une résolution de 4 mas. Mon travail de thèse consiste à développer les algorithmes du suiveur de franges de GRAVITY, sous-système essentiel pour permettre à l'instrument d'atteindre ces limites de sensibilité inégalées en interférométrie longue base infrarouge. Pour rendre possible des intégrations supérieures à 100 s sur la voie scientifique, il devra stabiliser les différences de marche à des résidus inférieurs à 350 nm rms sur l'étoile de référence, malgré les perturbations provoquées par le piston atmosphérique, des vibrations instrumentales, et des variations de flux des faisceaux recombinés.

Dans ce but, j'ai réalisé des simulations numériques de la boucle de contrôle dans son ensemble, en modélisant de façon réaliste les différentes sources de perturbations générant des fluctuations de différence de marche et des variations de flux dans les faisceaux recombinés. J'ai ainsi démontré que, par l'utilisation d'un contrôleur prédictif basé sur un filtre de Kalman utilisant un modèle des perturbations pour calculer les commandes aux actionneurs, les franges seront stabilisées à 310 nm rms sur une étoile de magnitude 10 dans les conditions d'observation attendues au VLTI en 2014. J'ai montré cependant que ces performances diminuaient fortement pour des conditions moins favorables. De plus, j'ai analysé l'efficacité du contrôleur Kalman pour compenser le piston atmosphérique et les vibrations par rapport aux algorithmes actuellement utilisés au VLTI. À partir de mesures sur ciel avec l'instrument PRIMA, j'ai montré que les perturbations sont mieux corrigées avec un contrôleur Kalman qu'avec le suiveur de franges de PRIMA. De plus, j'ai démontré par des simulations numériques que le filtre Kalman est plus efficace pour compenser les vibrations que l'algorithme VTK, consacré à leur correction au VLTI. J'ai également développé un démonstrateur de laboratoire du suiveur de franges de GRAVITY, dans le but d'en valider expérimentalement la boucle de contrôle. J'ai ainsi pu analyser des spécificités absentes des simulations initiales, telles que la procédure d'étalonnage, et l'analyse de biais induits par une dispersion spectrale imparfaite.

Enfin, j'ai participé à un programme astrophysique pour lequel j'ai réalisé et analysé des observations interférométriques de la binaire X à forte masse Vela X-1 en infrarouge. J'ai mesuré un vent stellaire de tailles différentes dans les bandes H et K, démontrant la présence soit d'un fort gradient de température, soit d'évènements temporaires dans le vent. Une fois GRAVITY opérationnel, cette étude préliminaire sera étendue à des binaires X moins lumineuses, grâce à sa sensibilité inédite en interférométrie infrarouge. Pour conclure, mon travail de thèse a permis de démontrer que les performances du suiveur de franges sont compatibles avec les spécifications de GRAVITY, en faisant par conséquent le premier suiveur de franges à quatre télescopes à fonctionner sur des sources faibles, et ce malgré des perturbations importantes. GRAVITY et son suiveur de franges ouvrent ainsi la voie à des observations astrophysiques inédites en interférométrie optique.

L'Europe livre MIRI pour le télescope spatial JWST

2012-05-11T14:16:25Z

L'Europe vient de livrer MIRI à la NASA, premier instrument à être achevé pour le télescope spatial James Webb Space Telescope (JWST). Considéré comme le successeur du Hubble Space Telescope, le JWST sera lancé en 2018.


MIRI sur le banc de test d'alignement: Copyright : STFC/RAL Space (Oxfordshire)

MIRI (Mid-Infrared Instrument) a été construit sous maîtrise d'oeuvre de l'ESA par un consortium européen. Cet instrument contribuera à l'exploration de "l'âge sombre" de l'univers, mal connu jusqu'à présent, il y a plus de 13 milliards d'années.

Le LESIA a été responsable de l'étude et la réalisation de l'ensemble de coronographes à haute dynamique intégrés dans la caméra de MIRI. Ces coronographes serviront notamment à rechercher des exoplanètes.

Voir le communiqué de presse sur le site de l'Agence Spatiale Européenne (ESA)

Pour en savoir plus

MIRI sur le télescope spatial JWST sur le site du LESIA

MIRI - the mid-infrared instrument on JWST, sur le site de l'ESA

JWST sur le site de l'ESA

JWST sur le site de la NASA

Contacts LESIA

Daniel Rouan

Anthony Boccaletti

Jean-Michel Reess


Image d'artiste du télescope spatial JWST: Copyright : ESA

La mission JUICE sélectionnée par l'ESA

2012-05-04T14:56:37Z

Le 2 mai 2012, l'Agence Spatiale Européenne a sélectionné la mission JUICE (JUpiter ICy moon Explorer) comme première mission de classe L (Large) du programme Cosmic Vision. La sonde devrait être lancée en 2022, pour une arrivée à Jupiter 8 ans plus tard, en 2030.

La mission JUICE a été sélectionnée parmi trois missions candidates qui comprenaient également NGO (New Gravitational wave Observatory) et ATHENA (Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics).

Elle étudiera le système de Jupiter et en particulier les satellites Europa, Ganymède et Callisto, en abordant deux thèmes principaux du programme Cosmic Vision : quelles sont les conditions pour la formation des planètes et l'émergence de la vie, et comment fonctionne le système solaire.

JUICE effectuera des observations continues de l'atmosphère et de la magnétosphère de Jupiter, et de l'interaction des lunes galiléennes avec la planète géante.

Des experts du LESIA ont été impliqués dans les études préliminaires organisées par l'ESA, dès l'étape de définition des charges utiles.


Image d'artiste de la mission JUICE: Credits : ESA/AOES

Pour en savoir plus

voir le communiqué sur le site de l'Agence Spatiale Européenne

voir l'article JUICE sur le site du LESIA

Contacts LESIA

Athéna Coustenis

Pierre Drossart

Jean-Pierre Lebreton

Soutenance de thèse de Marion Mas le mardi 15 mai 2012

2012-05-02T12:47:10Z

La soutenance aura lieu le mardi 15 mai 2012 à 14h30 dans l'amphithéâtre du bâtiment Evry Schatzman, à Meudon.

Titre de la thèse

Self-Coherent Camera : suppression des speckles pour l'imagerie directe des exoplanètes

Directeurs de thèse

Gérard Rousset et Pierre Baudoz

Résumé

Plus de 700 exoplanètes ont été détectées par diverses méthodes, la plupart indirectes. Ces méthodes permettent d'étudier les variations d'une étoile provoquées par la présence d'une planète en orbite autour de celle-ci. Elles nous renseignent sur les paramètres de la planète tels que son rayon, sa masse, le demi-grand axe et la période de son orbite. L'imagerie directe permet d'étudier directement les photons du compagnon. Elle nous renseigne sur les paramètres intrinsèques de la planète tels que la composition chimique et la température de son atmosphère. En lumière visible, le contraste entre la planète et son étoile hôte est de l'ordre de 10⁹-10¹⁰. L'imagerie directe est confrontée à deux problématiques : il faut tout d'abord séparer angulairement la planète proche de l'étoile (dans le cas de télescopes spatiaux) et éteindre le flux stellaire afin de distinguer l'image d'un compagnon de faible flux. La correction par optique adaptative est utilisée sur les télescopes au sol afin de s'affranchir de la turbulence atmosphérique qui engendrent des aberrations dynamiques. Il est possible d'atténuer le flux stellaire en utilisant un coronographe. Les coronographes sont sensibles à la position du faisceau. Une erreur de positionnement par rapport au centre du masque coronographique d'une fraction de λ/D dégrade significativement les performances du coronographe. De plus, la correction par optique adaptative et des aberrations statiques et quasi-statiques dues aux défauts intrinsèques de l'instrument introduisent des speckles en plan focal qui limitent la détection directe du compagnon.

La Self-Coherent Camera (SCC) est un concept d'instrument dédié à l'imagerie directe d'exoplanètes à haut contraste. Son principe est fondé sur la non-cohérence des lumières stellaire et du compagnon. Elle permet d'estimer les aberrations du front d'onde en amont du coronographe en codant les speckles en plan focal selon des franges de Fizeau. Il est possible d'extraire l'information sur la phase et l'amplitude à partir de ces speckles frangés. Ainsi, l'estimation du front d'onde est faite directement à partir de l'image en plan focal. Un miroir déformable permet de corriger le front d'onde et ainsi de réduire le bruit de speckles en plan focal. La SCC est alors utilisée comme analyseur de surface d'onde. Elle peut aussi être utilisée comme estimateur du compagnon en utilisant une méhode d'imagerie différentielle.

Pendant ma thèse, j'ai étudié numériquement et validé expérimentalement la SCC en tant qu'analyseur de surface d'onde en utilisant le banc Très Haute Dynamique (THD) développé au LESIA. La simulation a pour but de représenter les phénomènes observés sur le banc THD. Les contrastes obtenus en plan focal après estimation et correction des aberrations sont meilleurs que 10⁸ entre 4 et 11 λ/D en simulations numériques. Expérimentalement, les contrastes atteints sur le banc THD sont de l'ordre de 10⁶ entre 5 et 11 λ/D. Une partie importante de mon travail de thèse a été de stabiliser le faisceau sur le masque coronographique. Pour cela, j'ai proposé une méthode permettant d'estimer les erreurs de tip-tilt à partir de l'image des speckles. Cette méthode a été mise en oeuvre sur le banc THD. L'utilisation du miroir tip-tilt en boucle fermée a permis de stabiliser le faisceau sur le banc avec une précision meilleure que 6,5.10^-2 λ/D. L'ensemble de ces résultats démontrent les potentialités et l'intérêt de la SCC pour les instruments futurs à haut contraste au sol ou dans l'espace.

Premières images des aurores d'Uranus

Baptiste Cecconi — 2012-04-21T08:43:13Z

On ne les avait plus jamais réobservées depuis leur découverte, en janvier 1986, par la sonde américaine Voyager 2 : les aurores polaires d'Uranus viennent d'être photographiées - pour la première fois - depuis la Terre par le télescope NASA/ESA Hubble. La performance apporte de nouvelles informations sur l'environnement magnétique atypique et mal connu de la lointaine planète. Les résultats obtenus par une équipe internationale qui inclut cinq chercheurs du LESIA, avec le soutien du CNES, sont parus le 14 avril 2012 dans la revue Geophysical Research Letters.

Contexte

Parmi les magnétosphères planétaires connues, ces cavités sculptées dans le vent solaire par les planètes magnétisées (notamment la Terre et les planètes géantes), le cas exotique d'Uranus a été très peu étudié, en raison de l'éloignement de la planète (distante du soleil de 19.2 UA, soit presque 3 milliards de km). Sa magnétosphère n'a pu être analysée qu'une seule fois, lors de sa découverte par la sonde Voyager 2, qui survola la planète en janvier 1986, neuf ans après son lancement depuis la Terre. A cette occasion, Voyager 2 réalisa une découverte inattendue : contrairement aux autres planètes, le champ magnétique d'Uranus est très incliné ( 60°) par rapport à son axe de rotation, qui pointe quasiment dans le plan de l'écliptique. Ceci produit une magnétosphère asymétrique unique dans le système solaire, et dont la configuration varie énormément pendant une rotation planétaire ( 17h) et au cours de la révolution d'Uranus autour du soleil (86 ans). Alors que Voyager 2 la survola au moment du solstice, Uranus est aujourd'hui en période d'équinoxe, une situation radicalement différente et inconnue.

Les aurores planétaires forment le seul moyen d'étudier une magnétosphère à distance. Une magnétosphère agit en effet comme un gigantesque accélérateur de particules, qui sont guidées le long des lignes de champ magnétique jusque dans les régions aurorales (autour des pôles magnétiques), où l'énergie injectée est dissipée sous la forme de rayonnements lumineux intenses. Dans les années 1980, les spectromètres UV des sondes Voyager 1 et 2 avaient identifié des aurores autour des 4 planètes géantes (gazeuses et glacées), dont Uranus. Depuis les années 1990, le télescope spatial Hubble a pris le relais avec des milliers d'images des aurores intenses de Jupiter et Saturne, mais échoua à re-détecter celles d'Uranus (deux tentatives en 1998 et 2005). C'est une tâche plus ardue car, comparée à Saturne, Uranus est deux fois plus petite, deux fois plus loin, et ses aurores sont deux fois moins lumineuses. Hubble reste malgré tout le télescope UV le plus puissant en activité, et nous avons lancé une troisième tentative en 2011.

Résultats


Configuration planétaire fin 2011.

Cependant, au lieu d'observer aléatoirement, nous avons choisi d'observer Uranus pendant le passage de chocs dans le vent solaire, connus pour "activer" les aurores planétaires à leur passage. C'est cette propriété qui a donné naissance à la météorologie de l'espace. De plus, en choisissant d'observer fin 2011, nous avons profité d'un quasi alignement planétaire de la Terre, Jupiter et Uranus, permettant d'étudier la réponse aurorale de ces trois planètes au passage des mêmes chocs interplanétaires (Figure 1). Début Septembre 2011, le soleil émettait une série d'éjections de masse coronale, se propageant à environ 500km/s. Deux jours après, elles arrivaient sur Terre, deux semaines plus tard sur Jupiter, et après deux mois de trajet, sur Uranus où les observations Hubble étaient déclenchées en Novembre. Le résultat de ces cette campagne d'observations multi-spectrale multi-planète est présenté dans l'article GRL sous presse.

Outre la réponse des aurores terrestres et joviennes, cette technique a permis de re-détecter positivement les aurores d'Uranus, d'en obtenir les premières images (Figures 2 et 3) et d'amener les premières informations sur sa magnétosphère depuis un quart de siècle, qui plus est en période d'équinoxe. De plus, nous avons confirmé ces observations en ré-analysant les précédentes observations Hubble de 1998, où des signatures aurorales étaient déjà cachées. Les caractéristiques de ces émissions sont les suivantes : elles sont faibles et transitoires (variables sur quelques minutes) et diffèrent des autres aurores planétaires bien connues. Leur morphologie (points chauds ou anneaux du côté jour en 2011 et 1998) contraste avec celle observée par Voyager 2 (émission continue du côté nuit, analogue à celle de la Terre) et indique des variations de la configuration magnétique au cours d'un quart d'une révolution uranienne (passage solstice à équinoxe).


Aurores d'Uranus observées en 2011 (a,b) et en 1998 (c) et configuration planétaire associée.


Images composites des aurores d'Uranus de Novembre 2011

Perspectives

Ces résultats ouvrent un champ d'étude nouveau et très riche. A l'heure où le système d'Uranus fait l'objet d'un intérêt renouvelé (4 projets de mission orbitales ont été soumis récemment à l'ESA et la NASA). Mais en l'absence de mission sélectionnée, et sans même compté le temps de trajet pour atteindre la planète (estimé à 12-15 ans), les observations à distance de télescopes comme Hubble restent l'unique moyen d'étudier cette magnétosphère.

Collaboration

Les chercheurs ayant contribué à cette étude à l'Observatoire de Paris sont : Laurent Lamy, Renée Prangé, Philippe Zarka, Baptiste Cecconi et Jean Aboudarham du Laboratoire d'Études Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique LESIA. Les travaux ont également impliqué Nicolas André de l'Institut de Recherche Astrophysique et de Planétologie IRAP de Toulouse et Mathieu Barthélémy de l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble IPAG, ainsi que les partenaires de l'Université du Michigan, l'Université de Boston, l'Institut de recherche du Sud-Ouest, l'Université d'Arizona (États-Unis), l'University et l'Imperial College de Londres, l'Université de Leicester (Royaume-Uni). En France, l'étude a bénéficié du soutien du CNES.

Référence

"Earth-based detection of Uranus' aurorae", paru dans Geophysical Research Letters le 14 avril 2012.
Communiqué de presse de l'Observatoire de Paris
Article sur le site du CNES
Communiqué de presse de l'AGU

Contact LESIA

Laurent Lamy

Renée Prangé

Tempêtes de sable autour d'étoiles géantes

2012-04-13T08:46:12Z

Aujourd'hui, les astronomes mettent en œuvre des techniques de plus en plus sophistiquées pour observer finement des phénomènes se produisant dans l'atmosphère d'étoiles lointaines. Une équipe internationale, comprenant un chercheur CNRS de l'Observatoire de Paris [1], a ainsi pu observer trois étoiles en fin de vie, - des géantes rouges (W Hydrae, R Doradus et R Leonis, situées à 180 et à 340 années-lumière) - à partir d'une technique pionnière dite de « masquage de pupille », installée sur l'un des quatre télescopes de 8 m du Very Large Telescope de l'ESO. En détectant dans leur atmosphère de gros grains de poussières, sources possibles de la présence d'un super vent, ils percent l'énigme liée à la perte de la masse stellaire. Ces résultats sont publiés dans le journal Nature, en date du 12 avril 2012.

Une équipe de chercheurs, menée par Barnaby Norris de l'Université de Sydney en Australie, a mis en œuvre sur le télescope Yepun du Very Large Telescope à Paranal au Chili une technique pionnière qui permet d'observer la polarisation de la lumière au sein de l'atmosphère d'étoiles. Ils ont installé sur le télescope un masque de pupille. Ce masque, l'équivalent d'une paire de lunettes sur laquelle on dessine des figures circulaires, permet d'augmenter la qualité d'image du télescope, pour atteindre une résolution encore jamais obtenue. À titre de comparaison, cette résolution permettrait de distinguer du Chili les deux phares d'une voiture située en Australie.

Les chercheurs ont ainsi pu mettre en évidence la diffusion de la lumière de l'étoile par les couches supérieures de leur atmosphère, et de ce fait, observer des grains de poussières de taille micrométrique, en grande quantité. La présence de ces grains, et leur taille, pourrait être un ingrédient indispensable pour produire le « super vent » propre aux étoiles en fin de vie.

Les étoiles telles que le Soleil finissent leur vie par un “super vent”. Environ 100 millions de fois plus fort que le vent solaire actuel, il permet, au cours des derniers milliers d'années de la vie de l'étoile, de propulser à peu près la moitié de la masse de l'étoile dans le milieu interstellaire. Ce phénomène, dit d'astration, permet le recyclage d'une grande partie de la masse de l'étoile, de façon à ce qu'elle serve de nouveau de matière première à la création de nouvelles étoiles. À l'opposé, le cœur de l'étoile, qui aura échappé à la poussée de ce vent stellaire, deviendra une étoile morte, qui se refroidira lentement jusqu'à devenir un corps noir dérivant dans le cosmos. La connaissance de la physique de ce vent au crépuscule de la vie de l'étoile est donc primordiale pour connaître et prévoir l'évolution des galaxies dans leur ensemble.

Pourtant, l'origine de ce super vent était inconnue. On a longtemps pensé qu'il résultait des photons qui, en étant absorbés par la poussière, le propulsait en transférant une partie de leur énergie. Le problème vient du fait que l'étoile géante est trop brillante. Plusieurs milliers de fois plus brillante que le Soleil. De ce fait, les grains de poussière qui absorbent la lumière sont immédiatement évaporés. À l'opposé, des grains plus transparents ne bénéficieraient pas d'une poussée suffisante pour expliquer le flux de ce vent stellaire.

C'est dans ce contexte que l'équipe de scientifiques a découvert la présence dans l'atmosphère de grains ayant une taille beaucoup plus grande que celle supposé jusqu'alors. Ils ont trouvé des grains de la taille du micron. Une taille considérable pour un vent stellaire. Or, ces grains ont la propriété de dévier la lumière, au lieu de l'absorber. Ainsi, le flux stellaire peut pousser les grains sans les détruire.

« La taille de ces grains a été une grande surprise pour nous » précise Sylvestre Lacour. « L'environnement proche des géantes rouge est bombardé de photons, et on n'explique toujours pas comment dans un environnement aussi extrême, nous pouvons avoir des grains de cette taille ». Pourtant, les observateurs voient bien la poussière quitter l'étoile à des vitesses de l'ordre de 10 km/s, la vitesse d'une fusée (ou 10 fois la vitesse d'une balle de fusil). « Mais même si on n'a pas résolu le problème de la formation des grains, » poursuit Sylvestre Lacour, « leur grande taille permet d'expliquer comment l'étoile peut les propulser dans l'espace, sans les vaporiser avant même qu'ils puissent commencer à se déplacer ».

: Image artistique de la présence de grains de poussière entourant l'étoile géante. La poussée sur ces grains est à l'image d'une tempête de sable. De taille modeste par rapport à des grains de sable, mais très grande pour un vent stellaire, ces grains à base de silice expliquent la présence d'un super vent responsable de la perte de masse des étoiles en fin de vie. © Anna Mayall

Référence

"A close halo of large transparent grains around extreme red giant stars", paru dans Nature le 12 avril 2012.

Contacts LESIA

Sylvestre Lacour

Pierre Kervella

[1] Sylvestre Lacour est chargé de recherche CNRS au LESIA

Les étoiles massives Be ont un coeur plus gros que prévu

2012-03-19T07:37:53Z

Deux observations continues de 27 et 157 jours par le satellite CoRoT du CNES ont permis à une équipe internationale dirigée par une astronome du LESIA, en collaboration avec un astrophysicien du CEA-IRFU, d'obtenir un résultat important concernant les étoiles massives, actives et en rotation rapide : leur coeur serait de taille 20 % plus importante que prévu. Une étape est franchie dans la compréhension de la structure et de l'évolution de ce type d'astres.

Une fois de plus, l'astérosismologie —cet art de sonder le coeur interne des étoiles en étudiant leurs vibrations globales — ouvre une fenêtre entièrement nouvelle sur les processus physiques qui transportent l'énergie du foyer nucléaire de ces astres vers leur lumineuse atmosphère.

Une longue observation des vibrations lumineuses de deux étoiles Be tardives par le satellite CoRoT durant plus de cent jours consécutifs vient de révéler la taille de leurs noyaux convectifs qui s'avère plus importante que celle prédite par les modèles statiques des étoiles, aussi appelés modèles standards. Ces deux étoiles qui tournent extrêmement rapidement (environ 20 fois la vitesse de rotation du Soleil, soit un tour en 1,5 jour, et 140 fois sa vitesse équatoriale de surface) sont environ 4 fois plus massives que ce dernier et ont un rayon équatorial environ 7 fois plus grand. C'est un résultat important pour l'étude de la structure et de l'évolution des étoiles massives, berceau des éléments lourds de l'Univers, et plus particulièrement pour la physique des étoiles Be. Il s'explique par la dynamique interne liée à la convection du coeur de ces étoiles et aux mouvements dans leur enveloppe externe dus à la rotation rapide. Cette dynamique a été simultanément comprise et contrainte grâce à la combinaison de CoRoT, d'une étude du magnétisme de ces étoiles au Télescope Bernard Lyot de 2 mètres du Pic du Midi et à la modélisation de leurs oscillations et de leur hydrodynamique profonde.

Des étoiles massives tournant à des vitesses critiques

Comparées au Soleil, les étoiles de type Be montrent une structure interne "inversée" avec un coeur nucléaire convectif qui bouillonne et une large enveloppe radiative externe où le transport de l'énergie est assuré par le rayonnement. D'autre part, ces étoiles tournent si rapidement sur elles-mêmes qu'elles sont à 90 % de la limite théorique au-delà de laquelle la gravitation n'assure plus l'équilibre de l'étoile. Ceci induit simultanément un fort aplatissement de l'étoile ainsi que des mouvements à grande échelle et de la turbulence dans l'enveloppe radiative qui vont induire un mélange important des éléments chimiques qui modifie leur structure interne, et en particulier la taille du coeur convectif.


Figure 1 : Vue d'artiste d'une étoile Be en rotation rapide: L'axe de rotation est représenté en rouge. Le coeur convectif a un rayon plus important (en noir) que la valeur prédite par les modèles statiques de ces étoiles ne prenant pas en compte la rotation de l'étoile (en pointillés verts). Ceci est dû à la pénétration des mouvements convectifs dans l'enveloppe externe du fait de leur inertie (flèches noires) ainsi qu'aux flots de grande échelle (boucles rouges) et aux turbulences induites par la rotation rapide dans cette dernière. Le disque de décrétion de ces étoiles est représenté dans le plan équatorial.
Cliquer sur l'image pour l'agrandir

La dynamique interne à l'oeuvre

Différents types d'oscillations se propagent dans les intérieurs stellaires : les ondes acoustiques dues à la compressibilité du milieu et les ondes de gravité dues à la force d'Archimède. Dans le cas des deux étoiles Be tardives étudiées ici, ce sont les ondes de gravité, fortement influencées par la rotation rapide (on les appelle alors ondes gravito-inertielles) qui permettent de sonder la structure interne jusqu'au coeur nucléaire. C'est alors que la surprise intervient : en comparant le spectre des oscillations observé par le satellite CoRoT au calcul théorique des fréquences, on comprend que ce coeur convectif est 1,25 plus lourd et 1,2 fois plus étendu que ce qui est prédit par les modèles statiques dits standards des étoiles où la dynamique interne, en particulier la rotation, n'est pas prise en compte.

Ceci indique que les processus dynamiques ignorés dans le modèle statique des étoiles sont à l'oeuvre, notamment au niveau de la frontière entre le coeur convectif et l'enveloppe radiative externe. En utilisant les connaissances de l'hydrodynamique interne des étoiles massives et des modèles des pulsations de ces dernières prenant en compte la rotation rapide, les scientifiques ont pu expliquer ce désaccord entre les observations et le modèle statique des étoiles. Tout d'abord, ils ont montré que les mouvements convectifs du coeur qui pénètrent dans l'enveloppe radiative du fait de leur inertie peuvent expliquer les deux tiers de son extension "non-standard'' observée. Le tiers restant s'explique par les mouvements internes très lents et la turbulence générée par la rotation différentielle de l'enveloppe radiative. De plus, à l'aide d'observations spectro-polarimétriques complémentaires effectuées au Télescope Bernard Lyot du Pic du Midi, ils ont pu montrer que ces étoiles ne présentent pas de champ magnétique de surface détectable et contraindre l'intensité maximale que pourrait avoir un champ magnétique fossile dans l'enveloppe radiative. Ils ont alors conclu que la dynamique serait dominée par la rotation dans le cas de ces étoiles qui tournent de façon extrêmement rapide.


Figure 2 : Gauche : le satellite d'astérosismologie CoRoT ; Droite : le Télescope Bernard Lyot du Pic du Midi.: Cliquer sur l'image pour l'agrandir

Ce résultat montre une fois de plus la puissance de l'astérosismologie qui permet, combinée avec d'autres techniques telles que la spectro-polarimétrie pour l'étude des champs magnétiques et la simulation numérique des mouvements internes des étoiles, de contraindre de manière de plus en plus forte la structure et l'évolution des étoiles. Il montre aussi l'importance des étoiles massives en rotation rapide qui constituent un laboratoire précieux pour comprendre le rôle de la rotation dans l'évolution des étoiles en général.

Référence

Seismic modelling of the late Be stars HD181231 and HD175869 observed with CoRoT : a laboratory for mixing processes, Neiner C., Mathis S., Saio H., Lovekin C., Eggenberger P., Lee U. A&A 2012, in press.

Contact

Coralie Neiner (Observatoire de Paris-LESIA, CNRS).

Hommage à Meïr Semel

2012-03-19T07:33:42Z

C'est avec une profonde tristesse que nous apprenons le décès survenu vendredi 16 mars de Meïr Semel dans sa quatre-vingtième année, des suites d'un accident vasculaire cérébral. Il était encore parmi nous au LESIA jusqu'à ces dernières semaines.


Meïr Semel

Meïr Semel avait soutenu sa thèse "Contribution à l'étude des champs magnétiques dans les régions actives solaires", au Service Solaire de l'Observatoire, en 1967. Son compagnonnage avec Jean Rayrole (décédé le 8 mars 2008), dans le même bureau pendant la préparation de leurs thèses respectives soutenues quasiment en même temps, est resté légendaire. Meïr sera pour toujours le théoricien de référence de l'effet Zeeman en astrophysique. Il est le père d'une loi permettant de mesurer (à distance) le champ longitudinal en dehors de l'approximation des champs faibles, malheureusement restée insuffisamment connue à travers le monde mais utilisée avec succès par Jean Rayrole avec le télescope THEMIS. De par la relation toute naturelle entre l'effet Zeeman et la polarisation, Meïr était aussi un théoricien pionnier de la mesure de polarisation. Il y réfléchissait beaucoup et inventait sans cesse. Il pratiquait l'expérimentation de ses idées. Il était en train d'ouvrir la voie à la nouvelle polarimétrie ("eigenpolarimetry") qu'il va falloir inventer à l'heure de l'optique adaptative, malheureusement incompatible avec la séparation de faisceau au foyer primaire selon le concept de base du télescope THEMIS.

Meïr avait un esprit très ouvert et curieux et a aussi défriché la voie de l'effet Zeeman-Doppler pour la mesure des champs magnétiques stellaires. Dans toutes ces voies, Meïr a formé des étudiants tous très brillants. Nous ne pourrons oublier sa curiosité insatiable, son intelligence fine, ni son éternel sourire. Meïr est un prénom hébreu signifiant : "brillant, lumineux". C'était prédestiné.

Hommage rédigé par Véronique Bommier et Jean-Marie-Malherbe

Remise du Cristal du CNRS à Sylviane Chaintreuil

2012-03-14T15:54:42Z

Le Cristal du CNRS 2011 a été remis, mardi 13 mars 2012, à Sylviane Chaintreuil, ingénieure de recherche au LESIA.

La cérémonie a eu lieu en présence de Jean-Marie Hameury, directeur adjoint scientifique de l'INSU pour l'Astronomie-Astrophysique, Claude Catala, président de l'Observatoire de Paris, et Pierre Drossart, directeur du LESIA.

Le prix a été remis par Clarisse David, responsable des ressources humaines de la 5è circonscription du CNRS, au nom d'Alain Fuchs, président du CNRS et de Gilles Traimond, Délégué Régional du CNRS.

Chef de projet informatique au LESIA, Sylviane Chaintreuil travaille depuis 1999 sur le satellite CoRot.

Après sa thèse de troisième cycle en traitement du signal et un passage chez Thomson/Thalès, elle a pris la responsabilité du groupe informatique du Département Spatial de l'Observatoire de Paris (DESPA) devenu depuis 2002 le LESIA.

Responsable du groupe informatique du département en 1999, Sylviane Chaintreuil est aussi chef de projet informatique du Centre de Données CoRoT depuis 2001. Elle s'est consacrée à ce télescope spatial, conçu sous la maîtrise d'ouvrage du Cnes, dont la mission est l'analyse de la structure interne des étoiles et la recherche de planètes extrasolaires (exoplanètes). Dans le cadre de son travail sur le « segment sol » – l'ensemble des outils nécessaires à l'exploitation du satellite une fois qu'il a été lancé –, cette ingénieure de recherche créative et réactive a notamment assuré l'adaptation permanente d'un pipeline aux problèmes apparaissant en cours de mission.

Depuis son entrée au CNRS, Sylviane Chaintreuil s'est très investie dans la vie sociale et institutionnelle de l'Observatoire de Paris, et plus largement dans les instances nationales du CNRS.

Son implication au service de la communauté scientifique est reconnue de tous, et trouve une juste récompense dans la remise de cette distinction.


Sylviane Chaintreuil: Crédit photo Sylvain Cnudde

Le Cristal du CNRS, créé en 1992, distingue chaque année des ingénieurs, des techniciens et des administratifs. Il récompense celles et ceux qui, par leur maîtrise technique et leur sens de l'innovation, contribuent, aux côtés des chercheurs, à l'avancée des savoirs et à l'excellence de la recherche française.


Le Cristal du CNRS: Crédit photo S. Cnudde

Soutenance de thèse de Matthieu Brangier le jeudi 22 mars 2012

2012-03-09T16:43:05Z

La soutenance aura lieu le jeudi 22 mars 2012 à 16h00 dans l'amphithéâtre du bâtiment Evry Schatzman, à Meudon.

Titre de la thèse

Démonstration de l'optique adaptative multi-objet pour les futurs ELT et d'un analyseur linéaire à grande dynamique

Directeurs de thèse

Gérard Rousset et Eric Gendron