Rapport quadriennal 2002 - Laboratoire d'Astrophysique de l ...
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LABORATOIRE D’ASTROPHYSIQUE<br />
DE<br />
GRENOBLE<br />
UMR 5571 ((SDU//CNRS -- UJF Grrenobl le I)) I<br />
RAPPORT D’ACTIVITE<br />
1999-2001<br />
ET DE<br />
PROSPECTIVE<br />
2003 - 2006
Couverture: Image composite <strong>de</strong> la région très absorbée <strong>de</strong> formation d'étoiles centrée sur l'objet Becklin-<br />
Neugebauer dans le cœur <strong>de</strong> la nébuleuse d'Orion. L'image, <strong>de</strong> 20 x 25 arcs, est composée <strong>de</strong> poses obtenues en<br />
raies <strong>de</strong> l'hydrogène moléculaire, à 2.12 microns (réprésentée en bleu) et <strong>de</strong> l'hydrogène ionisé, centrée sur la<br />
ban<strong>de</strong> K à 2.2 microns (en rouge), ainsi que <strong>de</strong> leur moyenne (en vert). Les données proviennent <strong>de</strong>s premières<br />
observations avec NAOS-CONICA fin Novembre 2001, sur le télescope YEPUN (UT 4) du VLT <strong>de</strong> l'ESO au Mont<br />
Paranal, qui ont fait l'objet du communiqué <strong>de</strong> presse ESO-PR 25/01. L'implication du LAOG dans le projet<br />
NAOS est décrite en chapitre C-1.<br />
2
Sur un exercice <strong>quadriennal</strong> particulier<br />
A la <strong>de</strong>man<strong>de</strong> <strong>de</strong> nos tutelles, ce rapport d'activité a été établi très en avance <strong>de</strong> la fin <strong>de</strong> la pério<strong>de</strong><br />
<strong>quadriennal</strong>e (Janvier 1999 à Décembre <strong>2002</strong>). Contrairement aux exercices précé<strong>de</strong>nts, il couvre donc une<br />
pério<strong>de</strong> effective <strong>de</strong> 3 ans (Janvier 1999 à Décembre 2001), sauf en ce qui concerne les publications qui sont<br />
listées, à la <strong>de</strong>man<strong>de</strong> du ministère, <strong>de</strong> 1998 compris à 2001. Ces publications recoupent donc pour l'année<br />
1998 celles déjà mentionnées dans le rapport d'activité précé<strong>de</strong>nt (1995-1998).<br />
Le prochain <strong>quadriennal</strong> portant sur les années 2003 à 2006, la prospective concerne en principe ces années.<br />
Toutefois, les équipes ont plutôt pris en compte l'année <strong>2002</strong>, non incluse dans le bilan, dans la réflexion<br />
prospective. Une prospective à 5 ans ayant une portée limitée, on peut légitimement se <strong>de</strong>man<strong>de</strong>r si la<br />
transition en cours ne conduit pas à plai<strong>de</strong>r pour une transformation <strong>de</strong> cet exercice <strong>quadriennal</strong>, si son<br />
"avance <strong>de</strong> phase" sur la fin du <strong>quadriennal</strong> et du mandat du directeur d'unité <strong>de</strong>vait être maintenu. En<br />
particulier, il est difficile <strong>de</strong> considérer que bilan et prospective doivent continuer à porter sur la pério<strong>de</strong><br />
couverte par la contractualisation <strong>de</strong> l'unité et le mandat <strong>de</strong> son directeur.<br />
Indépendamment <strong>de</strong> cette réflexion, le calendrier <strong>de</strong> cet exercice <strong>quadriennal</strong> vaut d'être souligné:<br />
• Démarrage <strong>de</strong> l'exercice prospective à l'UFR <strong>de</strong> physique au printemps 2001,<br />
• Démarrage <strong>de</strong> l'exercice à l'OSUG peu avant l'été,<br />
Démarrage <strong>de</strong> l'exercice global pour le LAOG en Octobre 2001,<br />
Comité d'évaluation en Janvier <strong>2002</strong> et finalisation <strong>de</strong>s documents en Février.<br />
Soit une mobilisation, certes non exclusive, <strong>de</strong>s équipes et <strong>de</strong>s structures <strong>de</strong> l'unité pendant 9 mois!<br />
Mobilisation particulièrement lour<strong>de</strong> du fait notamment <strong>de</strong> la mise en place <strong>de</strong>s nouvelles structures <strong>de</strong><br />
l'OSUG élargi.<br />
Pendant la même pério<strong>de</strong> auront dû être gérés: la livraison et les tests <strong>de</strong> NAOS sur le VLT, la mise en place<br />
<strong>de</strong> la procédure RECA <strong>de</strong>s marchés publics CNRS, puis son annulation, la suite <strong>de</strong>s graves problèmes <strong>de</strong><br />
reliquats UJF, le passage à l'Euro, la mise en place <strong>de</strong> l'ARTT, la finalisation d'AFIP et la programmation <strong>de</strong><br />
recrutements critiques, la réflexion sur le pôle technologique Grand Sud-Est, la révision <strong>de</strong> notre convention<br />
avec le CENG, le lancement <strong>de</strong>s contacts européens du JMMC, et enfin l'arrivée d'un appel d'offre ESO pour<br />
la 2 e génération d'instruments VLT, outre le basculement d'exercice comptable <strong>de</strong> fin d'année alourdi par la<br />
gestion <strong>de</strong> NABUCO par les UMR.<br />
Dans ce contexte, particulièrement peu propice à la réflexion <strong>de</strong> fond nécessaire, ce rapport <strong>quadriennal</strong> est<br />
sans doute incomplet et inhomogène. Il reflète néanmoins une activité importante <strong>de</strong>s équipes et leur actions<br />
à tous niveaux répondant en <strong>de</strong> nombreux points - échanges et collaborations notamment à l'international, via<br />
réseaux et contrats d'agence ou <strong>de</strong> la CE - aux souhaits <strong>de</strong> nos tutelles.<br />
Cette activité et sa qualité méritent que soient mieux appréciées à l'avenir les contraintes véritablement<br />
excessives eu égard à ses engagements et obligations que le calendrier <strong>de</strong> cet exercice <strong>quadriennal</strong> aura<br />
imposé au LAOG.<br />
Ce rapport a été préparé par C. Perrier, P.Y. Longaretti et F. Bouillet avec les contributions <strong>de</strong>s responsables<br />
d’équipes et d’opérations qui en ont centralisé les rédactions au sein <strong>de</strong> celles-ci. A. Blanc, G. Buisson, G.<br />
Duvert, M. Forestini, J.-L. Monin, P. Puget ont contribué aux parties génériques du document. J.-P. Gratier a<br />
fourni la partie <strong>de</strong>scriptive du contexte « Observatoire ».<br />
Version 4 du 22 Février <strong>2002</strong><br />
3
Table <strong>de</strong>s matières<br />
A - PRÉSENTATION GÉNÉRALE 7<br />
1 PRÉSENTATION DU LABORATOIRE 8<br />
1.1 L’OBSERVATOIRE DE GRENOBLE 8<br />
1.2 LE LABORATOIRE D’ASTROPHYSIQUE 9<br />
1.3 LIENS AVEC L'OBSERVATOIRE ET L'UFR DE PHYSIQUE 9<br />
2 ORGANISATION 11<br />
2.1 COMITÉ EXÉCUTIF 11<br />
2.2 CONSEIL DE LABORATOIRE 13<br />
2.3 CIRCULATION DE L’INFORMATION 13<br />
2.4 THÈMES ET ÉQUIPES 13<br />
2.5 JOURNÉES DU LABORATOIRE 15<br />
2.6 GESTION 15<br />
3 ELÉMENTS SYNTHÉTIQUES DE BILAN ET PROSPECTIVE 16<br />
3.1 BILAN ET PROSPECTIVE: QUELQUES GÉNÉRALITÉS DE POLITIQUE SCIENTIFIQUE 16<br />
3.2 L’ACTIVITÉ SCIENTIFIQUE DU LAOG PAR TYPE D’ACTIVITÉ 17<br />
3.3 ELÉMENTS DE BILAN ET DE PROSPECTIVE PAR THÈME SCIENTIFIQUE 19<br />
3.4 STATISTIQUE DES PUBLICATIONS 25<br />
4 COLLABORATIONS NATIONALES ET INTERNATIONALES 27<br />
4.1 COLLABORATIONS INTERNATIONALES FORMALISÉES 27<br />
4.2 COLLABORATIONS EN FRANCE FORMALISÉES 27<br />
4.3 SÉJOURS À L'ÉTRANGER 28<br />
4.4 LIENS AVEC L'INDUSTRIE 28<br />
5 RESSOURCES HUMAINES 30<br />
5.1 PERSONNEL CHERCHEUR 30<br />
5.2 PERSONNEL TECHNIQUE ET ADMINISTRATIF 30<br />
5.3 RÉCAPITULATIF DES PERSONNELS PERMANENTS 31<br />
5.4 ANALYSE DE L'ÉVOLUTION 33<br />
5.5 PROSPECTIVE EN POSTES CHERCHEUR 34<br />
5.6 PROSPECTIVE EN POSTES ITA 37<br />
6 MOYENS 42<br />
6.1 COMPOSANTE TECHNIQUE 42<br />
6.2 SERVICES D'OBSERVATION 43<br />
6.3 INFORMATIQUE 44<br />
B - THÈMES: BILAN ET PROSPECTIVE 49<br />
1 HAUTE ÉNERGIE ET PLASMAS ASTROPHYSIQUES 50<br />
1.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 50<br />
1.2 FAITS SAILLANTS 50<br />
1.3 HISTORIQUE ET ÉVOLUTION 50<br />
1.4 THÉMATIQUE ET BILAN 51<br />
1.5 PROSPECTIVE 54<br />
2 EVOLUTION STELLAIRE 56<br />
2.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 56<br />
2.2 FAITS SAILLANTS 56<br />
2.3 BILAN 56<br />
2.4 PROSPECTIVE 60<br />
3 ASTROPHYSIQUE MOLÉCULAIRE 62<br />
4
3.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 62<br />
3.2 MOYENS DE L’ÉQUIPE 62<br />
3.3 BILAN 62<br />
3.4 PROSPECTIVE 65<br />
4 MILIEU CIRCUMSTELLAIRE ET INTERSTELLAIRE 68<br />
4.1 COMPOSITION DE LA THÉMATIQUE 68<br />
4.2 BILAN: MILIEU CIRCUMSTELLAIRE 68<br />
4.3 BILAN: MILIEU INTERSTELLAIRE 69<br />
4.4 PROSPECTIVE 73<br />
5 ETOILES JEUNES, DISQUES ET JETS 76<br />
5.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 76<br />
5.2 FAITS SAILLANTS 76<br />
5.3 INTRODUCTION 76<br />
5.4 NAINES BRUNES JEUNES ET POPULATIONS DE TRÈS FAIBLE MASSE 76<br />
5.5 SYSTÈMES MULTIPLES 80<br />
5.6 LES DISQUES CIRCUMSTELLAIRES DES ÉTOILES JEUNES (1-10 MYR) 82<br />
5.7 ORIGINE DE LA PERTE DE MASSE DANS LES ÉTOILES JEUNES 87<br />
5.8 PROSPECTIVE 88<br />
6 OBJETS DE TRÈS FAIBLE MASSE ET SUBSTELLAIRES 91<br />
6.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 91<br />
6.2 FAITS SAILLANTS 91<br />
6.3 BILAN 91<br />
6.4 PROSPECTIVE 97<br />
7 DISQUES PROTOPLANÉTAIRES 100<br />
7.1 BILAN 100<br />
7.2 PROSPECTIVE 103<br />
8 DISQUES PLANÉTAIRES 105<br />
8.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 105<br />
8.2 INTRODUCTION 105<br />
8.3 FAITS SAILLANTS 105<br />
8.4 BILAN D’ACTIVITÉ 106<br />
8.5 PROSPECTIVE 109<br />
9 COSMOLOGIE OBSERVATIONNELLE 113<br />
9.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 113<br />
9.2 FAITS SAILLANTS 113<br />
9.3 BILAN D’ACTIVITÉ 113<br />
9.4 ISO 116<br />
9.5 PROSPECTIVE 116<br />
10 HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE ANCIENNE 117<br />
10.1 BILAN 117<br />
10.2 PERSPECTIVES 117<br />
C - OPÉRATIONS: BILAN ET PROSPECTIVE 119<br />
1 OPTIQUE ADAPTATIVE 120<br />
1.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 120<br />
1.2 FAITS SAILLANTS 121<br />
1.3 BILAN D’ACTIVITÉ 121<br />
1.4 PROSPECTIVE 126<br />
2 SPECTRO-IMAGERIE AVEC OPTIQUE ADAPTATIVE 130<br />
2.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 130<br />
2.2 FAITS SAILLANTS 130<br />
2.3 BILAN 130<br />
2.4 PROSPECTIVE 132<br />
3 INTERFÉROMÉTRIE OPTIQUE 133<br />
5
3.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 133<br />
3.2 FAITS SAILLANTS 133<br />
3.3 BILAN 133<br />
3.4 PROSPECTIVE 137<br />
4 CENTRE JEAN-MARIE MARIOTTI 139<br />
4.1 PERSONNES IMPLIQUÉES AU LAOG 139<br />
4.2 LE CENTRE MARIOTTI 139<br />
4.3 OBJECTIFS 139<br />
4.4 PARTENAIRES DU JMMC 140<br />
4.5 PROSPECTIVE 141<br />
5 WIRCAM 142<br />
5.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 142<br />
5.2 FAITS SAILLANTS 142<br />
5.3 PROSPECTIVE 142<br />
6 DÉTECTEURS POUR L’ASTRONOMIE 145<br />
6.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 145<br />
6.2 FAITS SAILLANTS 145<br />
6.3 BILAN 145<br />
6.4 PROSPECTIVE 148<br />
D - ANNEXES 149<br />
1 BILAN FINANCIER 150<br />
2 RESSOURCES HUMAINES (LISTES NOMINATIVES) 155<br />
2.1 PERSONNEL PERMANENT 155<br />
2.2 PERSONNEL NON-PERMANENT 157<br />
2.3 RESPONSABILITÉS 160<br />
3 FORMATION ET DIFFUSION DES CONNAISSANCES 161<br />
3.1 TRAVAUX PRATIQUES 161<br />
3.2 DIFFUSION DES CONNAISSANCES 161<br />
3.3 STAGES 163<br />
4 SÉMINAIRES 165<br />
E – PUBLICATIONS 171<br />
1 PUBLICATIONS DANS DES REVUES À COMITÉ DE LECTURE 172<br />
2 THÈSES 179<br />
3 REVUES ET COMMUNICATIONS INVITÉES DANS DES COLLOQUES INTERNATIONAUX 180<br />
4 PUBLICATIONS DANS DES COMPTE-RENDUS DE COLLOQUES 182<br />
5 AUTRES PUBLICATIONS 189<br />
6
A - Présentation générale<br />
Premier asservissement sur une étoile du système d'optique adaptative NAOS du télescope UT 4 (YEPUN) du VLT,<br />
le 25 Novembre 2001, obtenu en ban<strong>de</strong> K (2.2 microns) sur une source <strong>de</strong> magnitu<strong>de</strong> 8. A gauche: l'image sans<br />
asservissement; à droite: l'image avec le système d'optique adaptative mis en service. Au centre: les mêmes<br />
images représentées sous forme <strong>de</strong> profils d'intensité 3D et montrant le gain en résolution et intensité du pic<br />
central. (tiré <strong>de</strong> ESO Press Release 25/01; cf. chapitre C-1).
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
1 Présentation du laboratoire<br />
Le LAOG (<strong>Laboratoire</strong> d’AstrOphysique <strong>de</strong> Grenoble) est une Unité mixte <strong>de</strong> recherche (UMR 5571) du<br />
CNRS et <strong>de</strong> l’UJF (Université Joseph Fourier - Grenoble I) rattachée à l’Observatoire <strong>de</strong>s Sciences <strong>de</strong><br />
l’Univers <strong>de</strong> Grenoble (OSUG), UFR dérogatoire <strong>de</strong> l’UJF, et à l’UFR <strong>de</strong> physique <strong>de</strong> l’UJF où la plupart <strong>de</strong><br />
ses enseignants-chercheurs exercent.<br />
1.1 L’Observatoire <strong>de</strong> Grenoble<br />
(Présentation par le Dr. De l'OSUG)<br />
L'Observatoire <strong>de</strong>s Sciences <strong>de</strong> l'Univers <strong>de</strong> Grenoble est une composante <strong>de</strong> l'Université Joseph Fourier. Il<br />
s'acquitte <strong>de</strong>s quatre missions essentielles <strong>de</strong>s OSU: recherche, observation, formation et diffusion <strong>de</strong>s<br />
connaissances. Son domaine <strong>de</strong> compétence s'étend <strong>de</strong> la Planète Terre (soli<strong>de</strong> et enveloppes flui<strong>de</strong>s)<br />
jusqu'aux étoiles les plus lointaines.<br />
Fort <strong>de</strong> 400 personnes, dont plus d'un quart d'étudiants en thèses, l'Observatoire est une fédération <strong>de</strong> 6<br />
laboratoires et 2 équipes <strong>de</strong> recherche qui réalisent <strong>de</strong>s travaux <strong>de</strong> recherche fondamentale et appliquée en<br />
association avec les grands organismes <strong>de</strong> recherche nationaux et internationaux. L'Observatoire assure<br />
également la formation initiale et continue dans le domaine <strong>de</strong>s Sciences <strong>de</strong> la Terre et <strong>de</strong> l'Univers à l'UJF:<br />
licence, maîtrise, DESS, la gestion <strong>de</strong> l'Ecole Doctorale Terre - Univers - Environnement et <strong>de</strong>s 3 DEA<br />
associés, ainsi que la diffusion <strong>de</strong>s connaissances au public dans ces domaines. Conformément à sa mission<br />
en partenariat avec l'INSU-CNRS, l'Observatoire maintient enfin une activité d'observation permanente <strong>de</strong><br />
phénomènes naturels et anthropique, activité nécessaire pour la compréhension <strong>de</strong> ces processus à l'évolution<br />
extrêmement lente.<br />
Dans le cadre du contrat <strong>quadriennal</strong> 2003-2006, l'Observatoire propose un ensemble <strong>de</strong> projets cohérents<br />
pour favoriser l'innovation dans la recherche en appui <strong>de</strong>s laboratoires, pour développer les activités<br />
d'observatoire, notamment vers l'environnement, pour assurer la qualité <strong>de</strong>s formations par la synergie<br />
recherche - formation et pour accroître la diffusion <strong>de</strong>s connaissances vers la société. Pour cela, il encourage<br />
la mise en commun <strong>de</strong>s outils, le partage <strong>de</strong>s tâches et la reconnaissance <strong>de</strong>s compétences <strong>de</strong> chacun.<br />
Ces projets communs sont réunis dans une <strong>de</strong>man<strong>de</strong> <strong>de</strong> soutien à une structure fédérative (type PPF).<br />
L'Observatoire propose <strong>de</strong> développer le champ <strong>de</strong>s outils et <strong>de</strong>s services communs <strong>de</strong> recherche: outils<br />
d'analyses géochimiques, d'imagerie et <strong>de</strong> géophysiques, outils <strong>de</strong> calculs et <strong>de</strong> modélisations, services <strong>de</strong><br />
documentation et <strong>de</strong> communication, forums transversaux. Dans le prolongement <strong>de</strong> ce qui est fait<br />
actuellement pour l'administration, le département enseignement et le centre <strong>de</strong> calcul, la gestion <strong>de</strong> ces<br />
nouveaux services <strong>de</strong>vrait être assurée par <strong>de</strong>s personnels communs, notamment pour les systèmes<br />
d'informations, la documentation, la communication.<br />
Le soutien aux activités d'observatoire sera également <strong>de</strong>mandé dans le cadre <strong>de</strong> cette fédération pour le<br />
maintien <strong>de</strong> services existants (astrophysique, ionosphère, sismologie) et le développement <strong>de</strong> nouveaux<br />
services (interférométrie optique, géodésie, hydro-météorologie, glaciologie - climatologie, pollution eaux -<br />
sols).<br />
Cette action sera confortée en parallèle par <strong>de</strong>s projets <strong>de</strong> formation dans un objectif <strong>de</strong> synergie recherche -<br />
enseignement: nouveau DESS, développement <strong>de</strong> modules spécialisés pour "la diffusion <strong>de</strong>s savoirs" au<br />
grand public, aux enseignants et aux collectivités. L’ouverture et la qualité <strong>de</strong>s formations assureront ainsi le<br />
développement du potentiel <strong>de</strong> recherche du secteur Terre - Univers à Grenoble.<br />
8
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
1.2 Le <strong>Laboratoire</strong> d’Astrophysique<br />
Le LAOG est actuellement constitué <strong>de</strong> 59,5 agents permanents (13,5 chercheurs CNRS, 12 enseignantschercheurs<br />
CNAP, 11 enseignants-chercheurs UJF, 17 ITA et 4 ITARF) dont 4 en activité à l’extérieur (1<br />
ponctuellement, 3 en longue durée) et 2 invités ou contractuels longue durée et 19 thésitifs. Recevant en<br />
outre quelques invités <strong>de</strong> courte durée, <strong>de</strong>s post-docs <strong>de</strong> passage et <strong>de</strong>s stagiaires, il héberge maintenant en<br />
continu plus <strong>de</strong> 80 personnes. Le budget consolidé annuel est <strong>de</strong> 4 M€ (26 MF): la masse salariale annuelle<br />
est d’environ 3.2 M€ (~21 MF) et la masse financière gérée annuellement, hors salaires et infrastructure,<br />
d’environ 0.8 M€ (~5.0 MF), constituée essentiellement <strong>de</strong> dotations <strong>de</strong> base, opérations <strong>de</strong>s programmes<br />
CNRS, MEN/MRT ou CE et contrats d’agences.<br />
Les missions du laboratoire comprennent 1) les recherches thématiques en astrophysique, 2) les<br />
développements instrumentaux pour les TGE <strong>de</strong> l’astronomie, 3) la formation et la diffusion <strong>de</strong>s<br />
connaissances.<br />
La recherche au laboratoire se développe selon les trois axes <strong>de</strong> notre discipline: Théorie et simulation,<br />
Observation et modélisation, Instrumentation et R&D amont. Les liens entre ces trois axes sont<br />
particulièrement forts au niveau du LAOG. Cette situation n’est pas fréquente, et nous permet d’assurer une<br />
forte cohérence entre théorie, observation et modélisation d’une part, développement <strong>de</strong>s outils d’observation<br />
et traitement <strong>de</strong>s données d’autre part.<br />
De ce fait, le LAOG se trouve largement impliqué, ou joue un rôle moteur, dans la définition et la réalisation<br />
<strong>de</strong> la nouvelle et <strong>de</strong> la future génération d’instruments pour les TGEs <strong>de</strong> la discipline (instruments VLT <strong>de</strong><br />
première et secon<strong>de</strong> génération mais aussi CFHT), comme dans le soutien théorique autour <strong>de</strong> nouveaux<br />
grands instruments au sol et dans l’espace (HESS ou GLAST par exemple). Cette implication résulte <strong>de</strong>, et<br />
renforce, la position phare du laboratoire sur ses thématiques scientifiques principales que sont la formation<br />
et l’évolution <strong>de</strong>s étoiles et <strong>de</strong>s planètes, et l’astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies.<br />
Par ailleurs, les compétences présentes au LAOG en matière <strong>de</strong> haute résolution angulaire et, notamment,<br />
d’interférométrie ont conduit les instances nationales à déci<strong>de</strong>r <strong>de</strong> l’implantation et du lea<strong>de</strong>rship sur notre<br />
site du centre d’expertise en interférométrie (JMMC). Cette implantation suppose la construction d’une petite<br />
extension.<br />
De même, les compétences théoriques et instrumentales du laboratoire sont sollicitées par le développement<br />
en cours, et l’amplification future prévisible, <strong>de</strong> rapprochements avec d’autres laboratoires ou structures,<br />
sous divers formats, sur <strong>de</strong>s problématiques aux interfaces avec d’autres disciplines (astroparticules,<br />
astrochimie, imagerie médicale).<br />
La jeunesse du laboratoire, très visible dans sa pyrami<strong>de</strong> <strong>de</strong>s âges, n’est vraisemblablement pas étrangère à<br />
son succès. Cette situation crée néanmoins une difficulté particulière: <strong>de</strong> nombreux chercheurs ou<br />
enseignants-chercheurs du laboratoire sont amenés à prendre tôt dans leur carrière <strong>de</strong>s responsabilités<br />
importantes tant sur le plan local que sur le plan national. Par ailleurs, l’élargissement <strong>de</strong> la structure <strong>de</strong><br />
l’OSUG, le rattachement à <strong>de</strong>ux UFR (OSUG et Physique), et plus globalement la complexification <strong>de</strong>s<br />
circuits <strong>de</strong> <strong>de</strong>man<strong>de</strong>s <strong>de</strong> moyen, d’évaluation et <strong>de</strong> décision ont sérieusement alourdi la difficulté <strong>de</strong> gestion<br />
du laboratoire. De ces <strong>de</strong>ux points <strong>de</strong> vue, le laboratoire a atteint une situation limite quant à son efficacité en<br />
terme <strong>de</strong> recherche.<br />
1.3 Liens avec l'Observatoire et l'UFR <strong>de</strong> physique<br />
En tant que laboratoire <strong>de</strong> l'OSUG, le LAOG participe notablement au fonctionnement <strong>de</strong>s structures <strong>de</strong><br />
l'OSUG et à ses diverses actions:<br />
• Prési<strong>de</strong>nce <strong>de</strong> la commission recherche (en 99 et 2000)<br />
• Responsabilité du Service commun <strong>de</strong> calcul intensif <strong>de</strong> l'OSUG et appui logistique<br />
• Responsabilité du Service commun bibliothèque, notamment numérique (<strong>de</strong>puis 2001)<br />
• Responsabilité <strong>de</strong>s relations entre l'OSUG, l'UFR <strong>de</strong> physique et l'UJF (<strong>de</strong>puis 2001)<br />
• Place prépondérante dans les actions <strong>de</strong> la commission communication<br />
• Responsabilité et appui logistique <strong>de</strong> la commission télescope<br />
9
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
• Membres <strong>de</strong>s commissions "Recherche", "Observatoires" et "Services communs"<br />
• Participation à la journée <strong>de</strong> l'OSUG, aux séminaires communs.<br />
En outre, le LAOG fourni l'ai<strong>de</strong> logistique suivante:<br />
• Ai<strong>de</strong> logistique importante fournie pour l'organisation <strong>de</strong> l'école ERCA (
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
LAOG dans la structure OSUG/UFR <strong>de</strong> physique<br />
OBSERVATOIRE<br />
<strong>de</strong>s SCIENCES DE L'UNIVERS<br />
GRENOBLE (OSUG)<br />
Directeur: J.P. Gratier<br />
MOYENS ET SERVICES<br />
COMMUNS HORS SCCI<br />
DEPARTEMENT ENSEIGNEMENT<br />
GEOSCIENCES<br />
UFR DE PHYSIQUE<br />
Directeur : J. Bornarel<br />
ED TUE<br />
ED DE PHYSIQUE<br />
DEAS <strong>de</strong> physique<br />
DEA ASTROPHYSIQUE<br />
SERVICE COMMUN<br />
DE CALCUL INTENSIF<br />
Resp.: P. Valiron<br />
LABORATOIRE D'ASTROPHYSIQUE<br />
DE GRENOBLE<br />
Directeur : C. Perrier<br />
LABORATOIRE DE<br />
PLANETOLOGIE<br />
Directeur: W. Kofman<br />
AUTRES LABORATOIRES<br />
DE L'OSUG<br />
LGCA, LGGE, LGIT, LTHE...<br />
2 Organisation<br />
La structure du laboratoire est schématisée dans l'organigramme ci-<strong>de</strong>ssous. Elle repose sur les règles<br />
statutaires d'une UMR pour le fonctionnement du Conseil <strong>de</strong> laboratoire que complète diverses<br />
responsabilités et un comité exécutif. La composition <strong>de</strong>s équipes thématiques est détaillée en §2.4. La vie<br />
du laboratoire est dorénavant ponctuée à intervalles réguliers <strong>de</strong> la Journée <strong>de</strong>s thèses et <strong>de</strong>s Journées<br />
scientifiques du laboratoire (§2.5).<br />
2.1 Comité exécutif<br />
Un comité exécutif a été mis en place pendant certaines pério<strong>de</strong>s du <strong>quadriennal</strong> en cours. Depuis le 1 er<br />
trimestre 2001, ie <strong>de</strong>puis la nomination d’un Directeur-Adjoint (P.-Y. Longaretti), un tel comité exécutif est<br />
en fonction <strong>de</strong> façon continu.<br />
Il est formé, outre le Directeur du laboratoire :<br />
• du Directeur-Adjoint,<br />
• du Directeur technique, P. Puget,<br />
11
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
• <strong>de</strong> la Responsable administrative, F. Bouillet,<br />
• du Responsable informatique, G. Duvert.<br />
Le comité exécutif traite <strong>de</strong> toutes les questions urgentes ou non susceptibles <strong>de</strong> requérir un avis du conseil<br />
<strong>de</strong> laboratoire.<br />
Structure du LAOG<br />
LABORATOIRE D'ASTROPHYSIQUE<br />
DE GRENOBLE<br />
Directeur : C. Perrier<br />
Commissions OSUG<br />
Conseil <strong>de</strong><br />
<strong>Laboratoire</strong><br />
Comité <strong>de</strong><br />
Direction<br />
ED <strong>de</strong> physique<br />
DEA d'astrophysique<br />
Resp.: G. Henri<br />
Directeur-Adjoint<br />
P.Y. Longaretti<br />
Administration<br />
Resp.: F. Bouillet<br />
1 AI, 2 AgA, 1 TCN<br />
Directeur technique<br />
P. Puget<br />
Service informatique<br />
Resp.: G. Duvert<br />
1 Ens.-Ch., I IE, 1 T<br />
Service commun<br />
<strong>de</strong> calcul intensif<br />
OSUG<br />
EQUIPES THEMATIQUES<br />
23 Cher. & Ens.Cher.<br />
GROUPE PROJETS<br />
10 Cher. & Ens.Cher., 16 ITAs<br />
HAUTES ENERGIES<br />
PLASMAS ASTROPHYSIQUES<br />
Sherpas<br />
GROUPE TECHNIQUE<br />
PROJETS ET R&T<br />
16 ITAs<br />
FORMATION ET EVOLUTION<br />
STELLAIRE ET PLANETAIRE<br />
GESTION PROJET<br />
1,5 IR<br />
Evolution stellaire<br />
OPTIQUE<br />
1,5 IR, 2 AI<br />
Astrophysiquemoléculaire<br />
AMOL<br />
MECANIQUE<br />
1 IR, 1 IE, 1 T<br />
Milieu interstellaire ; milieu circumstellaire<br />
MIS<br />
ELECTRONIQUE, DETECTEURS<br />
1 IR, 1 IE, 1 AI, 1 T<br />
Etoiles jeunes, disques et jets<br />
EJDJ<br />
CONTROLE COMMANDE & SYSTEME<br />
2 IR<br />
Objets <strong>de</strong> très faible masse et substellaires<br />
OTFM<br />
INFORMATIQUE PROJETS<br />
(1 IR), 1 IE<br />
Disques protoplanétaires<br />
DPP<br />
Disques planétaires<br />
DP<br />
AUTRES<br />
Cosmologie observationnelle<br />
Histoire <strong>de</strong> l'astronomie ancienne<br />
12
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
Le Directeur technique gère par délégation du Directeur le personnel technique, les moyens techniques,<br />
l’infrastructure.<br />
Le Responsable informatique gère par délégation du Directeur les ressources informatiques du laboratoire,<br />
en s’appuyant sur une commission informatique.<br />
2.2 Conseil <strong>de</strong> laboratoire<br />
Le conseil est réuni 3 à 5 fois par an sur la pério<strong>de</strong>. Il est en outre consulté par courrier pour certaines<br />
questions urgentes quand il n’est pas matériellement possible <strong>de</strong> le convoquer en respectant les délais<br />
nécessaires.<br />
Les étudiants sont représentés au conseil par un puis <strong>de</strong>ux représentants, élus parmi eux tous les ans.<br />
La composition du conseil, <strong>de</strong>puis les élections du début du <strong>quadriennal</strong> en cours est la suivante :<br />
Membres <strong>de</strong> droit<br />
• C. Perrier, A. Castets (3/2001)<br />
Membres élus<br />
Collège Chercheurs: J. Bouvier, J. Ferreira, D. Fraix-Burnet, D. Mouillet, P. Valiron<br />
Collège ITA: F. Bouillet, E. Le Coarer, Y. Magnard<br />
Membres nommés<br />
• P. Kern, F. Malbet, J. L. Monin, G. Pelletier, P. Puget<br />
Membres invités permanents (étudiants)<br />
E. Moraux et G. Chauvin (en 2001 ; précé<strong>de</strong>mment: P.O. Petrucci, E. Dufour, J.C. Augereau)<br />
2.3 Circulation <strong>de</strong> l’information<br />
Il est fait grand usage du courrier électronique et <strong>de</strong> la page web interne au laboratoire: la diffusion <strong>de</strong>s notes<br />
d’information, les discussions, la rediffusion <strong>de</strong> divers documents sont assurés par le courrier électronique ;<br />
une page web interne, propre à l’équipe <strong>de</strong> direction, reçoit les documents archivés (compte-rendus <strong>de</strong><br />
conseil…) et les documents consommateurs <strong>de</strong> place disque (appels d’offres <strong>de</strong>s organismes…). De façon<br />
générale, la diffusion <strong>de</strong> documents sous forme papier est strictement limitée.<br />
Cette façon <strong>de</strong> procé<strong>de</strong>r, initiée bien avant le <strong>quadriennal</strong> en cours, ne pose pas <strong>de</strong> difficulté particulière<br />
grâce, notamment, à la qualité <strong>de</strong>s outils ad-hoc (serveurs <strong>de</strong> courrier électronique, partage <strong>de</strong> disques entre<br />
plates-formes Unix, Linux, PC et Mac, site FTP, serveurs <strong>de</strong> listes {très utilisés aussi pour <strong>de</strong>s forums<br />
nationaux: exoplanètes, forum HRA, etc...}) et <strong>de</strong> l’équipement <strong>de</strong> chaque poste <strong>de</strong> travail informatique. La<br />
charge <strong>de</strong> travail en matière <strong>de</strong> duplication en est réduite sensiblement, la rapidité <strong>de</strong> diffusion <strong>de</strong><br />
l’information améliorée.<br />
2.4 Thèmes et équipes<br />
La liste schématique ci-<strong>de</strong>ssous indique les thèmes du LAOG suivant les grands axes repris dans le rapport<br />
(voir §3.2 pour la <strong>de</strong>scription <strong>de</strong>s équipes), tels qu’organisés en Janvier <strong>2002</strong>. Le groupe technique venant,<br />
suivant les besoins <strong>de</strong>s projets, en appui <strong>de</strong>s différents thèmes instrumentaux ("opérations"), les ingénieurs et<br />
techniciens sont indiqués nominativement (en italique) lorsqu’ils interviennent sur <strong>de</strong>s actions <strong>de</strong> recherche.<br />
13
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
THEMES OU OPERATIONS<br />
RESPONSABLES ET PERSONNELS CHERCHEURS, ENSEIGNANTS-<br />
CHERCHEURS ET INGÉNIEURS AFFECTES (1) AU THEME OU A<br />
L'OPERATION<br />
THEMES: THEORIE & SIMULATION NUMERIQUE<br />
PLASMAS & HAUTE ENERGIE (SHERPAS)<br />
EVOLUTION STELLAIRE (EVOL)<br />
Ferreira Jonathan, Fraix-Burnet Didier, Henri Gilles, Longaretti Pierre-Yves, Pelletier<br />
Guy, Petrucci Pierre-Olivier<br />
Forestini Manuel<br />
ASTROPHYSIQUE MOLECULAIRE (AMOL) Valiron Pierre, Rist Claire, Wiesenfeld Laurent (2)<br />
THEMES: OBSERVATION & MODÉLISATION<br />
MILIEU CIRCUMSTELLAIRE &<br />
Benayoun Jean-Jacques, Cecilia Ceccarelli (2, 3), Chalabaev Almas, Kahane Claudine,<br />
INTERSTELLAIRE<br />
Lefloch Bertrand<br />
(MIS)<br />
ETOILES JEUNES, DISQUES ET JETS (EJDJ) Bouvier Jérome, Chelli Alain (4), Dougados Catherine (5), Duvert Gilles (4), Malbet<br />
Fabien, Ménard François (5), Monin Jean-Louis<br />
OBJETS DE TRES FAIBLE MASSE ET<br />
Beuzit Jean-Luc (4), Delfosse Xavier, Forveille Thierry(5), Perrier Christian<br />
SUBSTELLAIRES (ETFM)<br />
DISQUES PROTOPLANETAIRES (DPP) Dutrey Anne (5)<br />
DISQUES PLANETAIRES (DP2G) Lagrange Anne-Marie, Beust Hervé, Mouillet David (5), Jean-Luc Beuzit (4)<br />
COSMOLOGIE OBSERVATIONNELLE<br />
Désert François-Xavier<br />
OPERATIONS: INSTRUMENTATION<br />
OPTIQUE ADAPTATIVE<br />
SPECTRO-IMAGERIE<br />
INTERFEROMETRIE<br />
DETECTEURS<br />
HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE ANCIENNE<br />
Beuzit Jean-Luc, Charton Julien, Chelli Alain, Forveille Thierry, Kern Pierre,<br />
Lagrange Anne-Marie, Malbet Fabien, Ménard François, Mouillet David(5), Stadler<br />
Eric + partie variable du groupe technique<br />
Chalabaev Almas, Le Coarer Etienne + partie variable du groupe technique<br />
Berger Jean-Philippe (3), Dutrey Anne, Duvert Gilles, Forveille Thierry(5), Fraix-<br />
Burnet Didier, Kern Pierre, Malbet Fabien, Perrault Karine, Perrier Christian + partie<br />
variable du groupe technique<br />
Désert Xavier, Feautrier Philippe, Fouilleux Bernard (6), Monin Jean-Louis + partie<br />
variable du groupe technique<br />
AUTRES<br />
Nozières Catherine<br />
Notes:<br />
(1) Les thèmes sont rangés dans celui <strong>de</strong>s grands chapitres <strong>de</strong>s activités du LAOG où prend place l’essentiel <strong>de</strong><br />
leurs activités<br />
(2) Temps partiel au LAOG<br />
(3) Visiteur longue durée (invité, associé)<br />
(4) Partiellement dans l’équipe<br />
(5) Détaché ou mis en disponibilité pendant partie <strong>de</strong> la pério<strong>de</strong><br />
(6) Fin d’activité en cours <strong>de</strong> la pério<strong>de</strong>.<br />
En parallèle à la structuration du laboratoire par équipes et opérations, l'organisation repose sur <strong>de</strong>ux autres<br />
éléments:<br />
• La notion <strong>de</strong> groupe <strong>de</strong> travail transversal: relativement récente, cette notion a pour but <strong>de</strong> permettre <strong>de</strong>s<br />
liens inter-équipes sur un thème commun, que ce soit un objet ou une métho<strong>de</strong>. Les <strong>de</strong>ux thèmes<br />
i<strong>de</strong>ntifiés sont les "Disques", transversal aux équipes « EJDJ» , « DP2G» et « DPP» et les "Naines<br />
brunes", transversal aux équipes « EJDJ» et « ETFM» .<br />
• Le parrainage <strong>de</strong>s thèses: un parrain est attribué à tout thésitif démarrant sa thèse avec l'objectif <strong>de</strong><br />
permettre la discussion hors <strong>de</strong> l'équipe d'accueil avec une personne non directement liée au sujet <strong>de</strong><br />
thèse. Le parrainage, suggéré par la charte <strong>de</strong>s thèses UJF, est une démarche informelle purement LAOG<br />
visant à détecter tout problème en thèse le plus tôt possible. Il ne se substitue pas aux rencontres avec les<br />
co-signataires <strong>de</strong> la charte <strong>de</strong> thèse (Directeurs du laboratoire, <strong>de</strong> thèse et <strong>de</strong> DEA) mais offre une<br />
possibilité supplémentaire d'expression et d'information pour le thésitif.<br />
14
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
2.5 Journées du laboratoire<br />
Journée <strong>de</strong>s thèses<br />
Une journée <strong>de</strong>s thèses est organisée tous les ans, en général au printemps. Elle a pour but, via la<br />
présentation <strong>de</strong> l'état d'avancement <strong>de</strong> la thèse, <strong>de</strong> permettre à chaque thésitif <strong>de</strong> faire connaître son travail<br />
aux autres équipes, d'appréhen<strong>de</strong>r le "contexte laboratoire" et <strong>de</strong> recevoir les commentaires <strong>de</strong> collègues plus<br />
éloignés, pouvant ouvrir sur <strong>de</strong>s rapprochements utiles.<br />
Cette journée se déroule à l'extérieur du laboratoire (Col <strong>de</strong> Porte) et offre une vingtaine <strong>de</strong> minutes pour<br />
chaque exposé. Elle est un élément précieux d'appréciation du bon déroulement <strong>de</strong>s thèses et <strong>de</strong> l'évolution<br />
thématique <strong>de</strong> la formation à/par la recherche du laboratoire. Enfin elle ai<strong>de</strong> naturellement à la politique <strong>de</strong>s<br />
thèses.<br />
Journées scientifiques<br />
Depuis une dizaine d'années, <strong>de</strong>s journées scientifiques sont tenues tous les <strong>de</strong>ux ans, également à l'extérieur<br />
(Aussois, Evian). Elles sont obligatoires pour tous les personnels, l'idée maîtresse étant d'offrir un espace <strong>de</strong><br />
discussion permettant <strong>de</strong> faire le point sur les plans scientifiques, techniques et du fonctionnement du<br />
laboratoire. Le format a évolué progressivement au cours du temps. Les journées d'Aussois en Novembre<br />
1998 et, plus encore, celles d'Evian en Décembre 2000 ont permis, au <strong>de</strong>là d'un état <strong>de</strong>s lieux toujours très<br />
intéressant à faire avec l'intégralité du laboratoire, <strong>de</strong> procé<strong>de</strong>r à une réflexion sur l'évolution <strong>de</strong>s équipes et<br />
<strong>de</strong>s thématiques à un moment où le laboratoire atteint une taille qui impose une attitu<strong>de</strong> pru<strong>de</strong>nte.<br />
2.6 Gestion<br />
L'équipe administrative a évolué dans le sens souhaité par le comité d'évaluation précé<strong>de</strong>nt avec le<br />
recrutement <strong>de</strong> 3 permanents (1 CNRS, 2 IATOS) formant maintenant, sous la responsabilité <strong>de</strong> F. Bouillet,<br />
un service administratif véritable reposant sur une répartition <strong>de</strong>s attributions.<br />
Cependant, les difficultés n'ont pas toutes été aplanies. D'une part, la charge <strong>de</strong> travail a augmenté <strong>de</strong> façon<br />
très visible avec la complexification croissante <strong>de</strong> diverses procédures (les marchés publics, les procédures<br />
<strong>de</strong> missions, etc...) et notamment l'arrivée <strong>de</strong> la gestion comptable universitaire au niveau <strong>de</strong>s unités mixtes,<br />
via le logiciel NABUCO. Ce logiciel ne correspond pas aux nécessités d'une unité <strong>de</strong> recherche, imposant<br />
une double comptabilité sous XLAB 3 , le logiciel <strong>de</strong> gestion du CNRS, pour sa part bien adapté à la<br />
comptabilité analytique d'un laboratoire et <strong>de</strong> ses équipes. D'autre part, avant d'arriver à une équipe stable <strong>de</strong><br />
4 personnes, l'équipe administrative a connu plusieurs recrutements temporaires soit en raison d'un départ sur<br />
concours, soit d'un recrutement inadapté (à cause <strong>de</strong> l'aspect générique du recrutement IATOS, proprement<br />
calamiteux). Entre-temps, le recours à <strong>de</strong>s vacations était indispensable. Au total, F. Bouillet a dû assumer la<br />
formation et l'intégration <strong>de</strong> 6 personnes en l'espace <strong>de</strong> 3 ans, travail considérable et pesant forcément sur<br />
l'efficacité <strong>de</strong> l'administration du laboratoire.<br />
Il faut noter que le LAOG gère <strong>de</strong>s financements <strong>de</strong> programmes nationaux ou actions spécifiques, en totalité<br />
ou pour l'aspect local (ASHRA quelque temps; PNPS; Grands télescopes), ou <strong>de</strong>s financements associés aux<br />
fonctions d'intérêt national <strong>de</strong> membres du laboratoire (Chargée <strong>de</strong> mission INSU, Direction DS 3 <strong>de</strong> la<br />
MSU...). Au total, cette gestion n'est pas négligeable vis à vis <strong>de</strong> la charge rajoutée.<br />
Les années à venir doivent permettre <strong>de</strong> mettre en place <strong>de</strong>s métho<strong>de</strong>s <strong>de</strong> travail adaptées à la nouvelle taille<br />
du laboratoire et à ses spécificités, avec l'équipe en place ou, comme souhaité, élargie afin <strong>de</strong> faire mieux<br />
face à l'appui projet nécessaire dans un laboratoire <strong>de</strong> ce profil.<br />
3 Double comptabilité dénoncée à diverses reprises auprès, par exemple, <strong>de</strong> la Cours <strong>de</strong>s Comptes. Les passerelles mises<br />
en place entre NABUCO et XLAB semblent ne pas correspondre à la réactivité et la souplesse qu'imposent nos<br />
engagements.<br />
15
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
3 Eléments synthétiques <strong>de</strong> bilan et prospective<br />
3.1 Bilan et prospective: quelques généralités <strong>de</strong> politique scientifique<br />
Plusieurs priorités étaient affichées dans le précé<strong>de</strong>nt rapport <strong>quadriennal</strong> concernant la pério<strong>de</strong> 1999-<strong>2002</strong>,<br />
notamment:<br />
• adaptation <strong>de</strong>s moyens matériels et humains affectés au laboratoire avec les besoins <strong>de</strong>s projets lourds<br />
dans lequel le laboratoire était impliqué (instrumentation VLT en particulier) ainsi que dans ses actions <strong>de</strong><br />
R&T amont.<br />
• Orientation <strong>de</strong>s équipes du laboratoire concernées dans le pilotage scientifique <strong>de</strong>s projets instrumentaux<br />
HRA (pour la formation <strong>de</strong>s étoiles et <strong>de</strong>s planètes en particulier), et ouverture aux grands projets<br />
d’observation spatiale et au sol (pour l’astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies).<br />
• Création d’un centre <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong> données interférométriques et réalisation à Grenoble du pôle<br />
d’interférométrie français, avec pour objectif <strong>de</strong> lui donner une envergure européenne.<br />
Le premier point est en gran<strong>de</strong> partie réalisé: l’extension (hall d’intégration) est achevée et équipée, le déficit<br />
en administratifs largement comblé et la composante technique étoffée pour une quasi autonomie dans les<br />
différents corps <strong>de</strong> métiers. Cependant la croissance soutenue <strong>de</strong> l’unité justifie encore un effort en matière<br />
administrative et en informatique système ainsi que la mise en place <strong>de</strong> moyens adaptés aux besoins en<br />
communication et maintenance web.<br />
Le second point s’est plus que largement réalisé: le retour scientifique prévisible <strong>de</strong>s projets instrumentaux<br />
HRA actuels et futurs a effectivement conduit un certain nombre <strong>de</strong>s chercheurs du laboratoire à s’investir,<br />
quelquefois lour<strong>de</strong>ment, dans la définition scientifique et/ou la gestion <strong>de</strong> ces projets. De même l’activité en<br />
astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies s’est effectivement fortement tournée vers les grands programmes <strong>de</strong> cette<br />
thématique. La synergie théorie/observation/instrumentation présente au laboratoire s’en est trouvée<br />
largement renforcée, et par voie <strong>de</strong> conséquence l’impact <strong>de</strong> la recherche qui y est effectuée dans la<br />
communauté internationale. Dans la pratique, NAOS vient d’être livré avec succès à l’ESO, AMBER avance<br />
maintenant conformément à son planning et le laboratoire se tourne <strong>de</strong>puis quelques temps déjà vers la<br />
définition ou la participation aux instruments VLT <strong>de</strong> secon<strong>de</strong> génération, entre autres. Néanmoins, une<br />
limite est atteinte et la lour<strong>de</strong>ur <strong>de</strong> certains projets instrumentaux est actuellement vécue comme un frein à<br />
l’activité scientifique par certaines équipes, et un rééquilibrage entre ces activités s’avérera probablement<br />
nécessaire au cours du prochain <strong>quadriennal</strong>. Cette question n’est pas indépendante <strong>de</strong>s problèmes<br />
d’administration <strong>de</strong> la recherche mentionnés plus haut.<br />
Concernant le <strong>de</strong>rnier point, le centre d’expertise en interférométrie « Jean-Marie Mariotti » (JMMC) a été<br />
récemment créé ; sa gestion et son activité <strong>de</strong> service sont centralisées au LAOG. Néanmoins, ce projet a pris<br />
du retard par rapport au calendrier ébauché au cours du précé<strong>de</strong>nt <strong>quadriennal</strong>, et va constituer l’une <strong>de</strong>s<br />
actions principales du laboratoire pour la pério<strong>de</strong> <strong>2002</strong>-2006.<br />
Les autres points forts <strong>de</strong> ce nouveau <strong>quadriennal</strong> seront bien sûr liés au retour scientifique attendu <strong>de</strong>s<br />
instruments réalisés au laboratoire, particulièrement NAOS et AMBER, et à la capacité croissante <strong>de</strong>s équipes<br />
<strong>de</strong> recherche du LAOG à relier théorie et modèles aux observables, tant dans la thématique <strong>de</strong> la formation<br />
<strong>de</strong>s étoiles et <strong>de</strong>s planètes que dans celle <strong>de</strong> l’astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies. Ces aspects sont résumés<br />
dans les sections suivantes.<br />
L’accroissement <strong>de</strong>s effectifs et <strong>de</strong>s besoins d’une part, et l’implication accrue dans les projets instrumentaux<br />
lourds <strong>de</strong> l’autre se traduisent par un manque critique <strong>de</strong> moyens humains dans la gestion <strong>de</strong> l’informatique<br />
commune du laboratoire, et dans la gestion administrative <strong>de</strong>s projets ; combler ces <strong>de</strong>ux lacunes est un <strong>de</strong>s<br />
objectifs importants du prochain <strong>quadriennal</strong>, du point <strong>de</strong> vue du fonctionnement du laboratoire.<br />
16
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
3.2 L’activité scientifique du LAOG par type d’activité<br />
La recherche au LAOG peut s’appréhen<strong>de</strong>r soit par type d’activité, soit par thème scientifique. Cette section<br />
présente brièvement les différentes équipes par type d’activité (voir aussi le tableau synthétique <strong>de</strong>s équipes).<br />
Le travail <strong>de</strong> ces équipes s’articule naturellement, dans l’ensemble, autour <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux thématiques principales<br />
du laboratoire, et <strong>de</strong> ce fait, les aspects <strong>de</strong> bilan et <strong>de</strong> prospective sont présentés par thème pour une gran<strong>de</strong><br />
partie d’entre eux dans la section suivante (section 4); le lecteur est invité à se référer aux contributions <strong>de</strong>s<br />
différentes équipes pour plus <strong>de</strong> détails, ou pour certains aspects importants <strong>de</strong> leur activité non couverts<br />
dans ce résumé, et pour la liste <strong>de</strong>s collaborations nationales et internationales, trop nombreuses pour être<br />
reprises ici. Deux thèmes ne sont pas listés ici: Etoiles massives (1 permanent) et Histoire <strong>de</strong> l’Astronomie (1<br />
permanent), et sont brièvement traités en section 4.4.<br />
3.2.1 Théorie et simulation (environ 10 permanents)<br />
L’équipe « SHERPAS » (Sources of High Energy, Relativistic Plasmas and Accretion/ejection Structures; 6<br />
permanents) développe <strong>de</strong>s travaux théoriques et numériques, d’une part sur les phénomènes d’accrétionéjection<br />
MHD dans les étoiles en formation, les objets compacts, les noyaux actifs <strong>de</strong> galaxie, et d’autre part<br />
sur la cinétique <strong>de</strong>s particules suprathermiques et la physique du rayonnement à haute énergie pour les<br />
sources <strong>de</strong> haute énergie (NAGs, sursauts gamma, rayons cosmiques <strong>de</strong> haute énergie…). L'équipe est très<br />
sollicitée pour, voire impliquée dans le soutien aux expériences sol et espace en astrophysique <strong>de</strong>s hautes<br />
énergies.<br />
L’équipe « Evolution Stellaire » (ou « ES » ; 1 permanent) calcule d’une part <strong>de</strong>s grilles <strong>de</strong> modèles<br />
évolutifs pour l’interprétation <strong>de</strong>s données observationnelles (surtout pour <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> masse faible ou<br />
moyenne, jeunes ou pré-séquence principale), et d’autre part s’efforce d’améliorer la compréhension du<br />
fonctionnement <strong>de</strong>s étoiles, en particulier dans leurs phases finales d’évolution, où <strong>de</strong> nombreux désaccords<br />
avec les observations <strong>de</strong>meurent.<br />
L’équipe « Amol » (Astrophysique Moléculaire ; 2,5 permanents) développe <strong>de</strong>s métho<strong>de</strong>s <strong>de</strong> chimie<br />
théorique ab initio pour la prédiction <strong>de</strong> processus dynamiques à basse énergie jouant un rôle important dans<br />
le milieu interstellaire, tant dans sa composante froi<strong>de</strong> donnant naissance aux étoiles, que dans <strong>de</strong>s<br />
composantes plus chau<strong>de</strong>s autour d’étoiles formées.<br />
3.2.2 Observation et modélisation (environ 22 permanents)<br />
La quasi-totalité <strong>de</strong> cette activité est centrée sur les questions <strong>de</strong> formation stellaire et planétaire: il s’agit <strong>de</strong><br />
comprendre pourquoi et dans quelles conditions la formation d’étoiles s’accompagne d’un disque et d’un jet,<br />
comment la poussière du disque se rassemble en planètes, et quels systèmes planétaires extra-solaires<br />
peuvent héberger la vie. Une fraction importante <strong>de</strong>s permanents du laboratoire travaillant sur ces thèmes (en<br />
particulier pour les équipes « Etoiles Jeunes, Disques et Jets », « Objets <strong>de</strong> très faible masse » et<br />
« Disques Planétaires ») est très impliquée dans les programmes <strong>de</strong> haute résolution angulaire dans lesquels<br />
le LAOG est partie prenante, voire moteur (NAOS, AMBER, etc. ; cf. section 3.3).<br />
L’équipe « Milieu Circumstellaire/Milieu Interstellaire » (ou « MIS » ; 6 permanents, puis 3) s’intéresse<br />
aux enveloppes et flots moléculaires associés aux proto-étoiles d’une part, et aux enveloppes et vents<br />
d’étoiles évolués d’autres part. Bien que les objets soient a priori très différents, ces <strong>de</strong>ux thèmes sont<br />
abordés par <strong>de</strong>s techniques et métho<strong>de</strong>s communes via <strong>de</strong>s observations (radio, infra-rouge, spectroimagerie),<br />
et <strong>de</strong> la modélisation (transfert <strong>de</strong> rayonnement). L’objectif principal est <strong>de</strong> comprendre la<br />
physico-chimie du milieu interstellaire afin d’en tracer la dynamique (interactions jets-nuages, formation<br />
stellaire…) et <strong>de</strong> caractériser l’évolution chimique <strong>de</strong> la galaxie.<br />
L’équipe « Etoiles Jeunes, disques et jets » (ou « EJDJ » ; 6 à 8 permanents) s’intéresse aux processus<br />
caractérisant les étoiles jeunes <strong>de</strong> faible masse dans les zones <strong>de</strong> formation stellaires ou les amas ouverts<br />
jeunes: contraintes sur le processus <strong>de</strong> formation, interactions avec disques et jets, dissipation <strong>de</strong> ceux-ci,<br />
multiplicité <strong>de</strong>s systèmes stellaires et fonction <strong>de</strong> masse… Elle combine observations (visible, infrarouge,<br />
millimétrique ; imagerie, spectroscopie, polarisation) et modélisations (Monte-Carlo, transfert) reliant<br />
géométrie, dynamique et observables.<br />
17
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
L’équipe « Objets <strong>de</strong> très faible masse et objets substellaires » (ou « OTFM » ; 4 permanents) est<br />
impliquée dans la détection et l’étu<strong>de</strong> d’étoiles <strong>de</strong> faible masse, naines brunes etc. du champ, pour<br />
contraindre la dynamique galactique, la formation stellaire (via la statistique <strong>de</strong> masse et <strong>de</strong> multiplicité), et<br />
la physique stellaire et planétaire (via la mesure <strong>de</strong> paramètres fondamentaux tels que masses, rayons etc.).<br />
L’équipe « Disques proto-planétaires » (ou « DPP » ; 1 permanent) étudie par la radio-astronomie les<br />
régions externes froi<strong>de</strong>s <strong>de</strong> disques d’étoiles jeunes, dans le but d’en caractériser les propriétés globales<br />
(masse…) et locales (rotation différentielle, structure thermique verticale…).<br />
L’équipe « Disques planétaires » (ou « DP2G » ; 4 permanents) étudie <strong>de</strong>s disques en général optiquement<br />
minces constitués <strong>de</strong> gaz et <strong>de</strong> poussières autour d’étoiles jeunes <strong>de</strong> la séquence principale ou sur le point <strong>de</strong><br />
l’atteindre, dits <strong>de</strong> <strong>de</strong>uxième génération, résultant <strong>de</strong> collisions entre corps plus gros, et fortement mo<strong>de</strong>lés<br />
par les planètes qu’ils contiennent (<strong>de</strong> type ß Pic). L’équipe effectue à la fois <strong>de</strong>s observations (imagerie à<br />
haute résolution angulaire, spectroscopie à haute résolution ; optique, infrarouge, radio), et <strong>de</strong> la<br />
modélisation dynamique, qui apporte <strong>de</strong> fortes contraintes sur les planètes hébergées par ces disques.<br />
En marge <strong>de</strong> ces activités liées à la formation stellaire et planétaire, le LAOG accueille aussi une équipe <strong>de</strong><br />
« Cosmologie observationnelle » (1 permanent) dont l’activité est centrée sur l’étu<strong>de</strong> du rayonnement<br />
cosmologique à 3K, par le biais d’une implication importante dans <strong>de</strong>s expériences dédiées (ARCHEOPS,<br />
PLANCK…), en collaboration étroite avec <strong>de</strong>s équipes d’autres laboratoires du site grenoblois (ISN: Institut<br />
<strong>de</strong>s Sciences Nucléaires ; CRTBT: Centre <strong>de</strong> recherche sur les Très Basses Températures).<br />
3.2.3 Instrumentation pour l’astronomie (environ 24 permanents)<br />
L’instrumentation s’appuie sur une composante technique (environ 15 permanents) et <strong>de</strong>s chercheurs répartis<br />
essentiellement dans les équipes « MIS », « EJDJ », « ETFM » (environ 9 permanents), dédiant une partie<br />
<strong>de</strong> leur temps – parfois importante - aux travaux instrumentaux du laboratoire, principalement axées vers la<br />
Haute Résolution Angulaire (" HRA "). Il s’agit d’une activité typiquement transversale du laboratoire,<br />
structurant fortement celui-ci dans le sens d’une expertise large dans ce domaine, tant observationnelle que<br />
technique.<br />
La composante technique est formée d’un Bureau d’étu<strong>de</strong>s et réalisation (ou « BE ») doté <strong>de</strong> moyens<br />
d’étu<strong>de</strong>s, montage, tests <strong>de</strong> sous-systèmes, y compris salle blanche, et d’intégration et tests <strong>de</strong> systèmes<br />
complets. Quasiment tous les corps <strong>de</strong> métiers nécessaires sont représentés au LAOG, y compris une<br />
expertise en caméras visible et infrarouge, totalisant 15 techniciens et ingénieurs (cf. évolution en personnel).<br />
Les travaux instrumentaux du LAOG portent pour presque moitié sur <strong>de</strong>s actions <strong>de</strong> R&T amont, <strong>de</strong>stinée à<br />
mettre en œuvre <strong>de</strong>s technologies novatrices, et sur <strong>de</strong>s opérations <strong>de</strong> réalisation instrumentale visant l’appui<br />
aux TGE <strong>de</strong> la discipline (surtout VLT, CFHT). L’orientation HRA du LAOG se traduit par l’intervention<br />
prolongée en Optique adaptative, en Interférométrie à plusieurs télescopes et une activité caméra soutenue.<br />
Enfin, quelques développements se font hors HRA, WIRCAM pour le CFHT ou un développement avec<br />
valorisation en contrôle-comman<strong>de</strong> principalement.<br />
3.2.4 Interfaces<br />
Le LAOG est impliqué dans diverses actions interdisciplinaires, qui en sont à <strong>de</strong>s <strong>de</strong>grés divers <strong>de</strong><br />
structuration :<br />
• COSM'ALPES: cette structure regroupe les équipes du LAOG, <strong>de</strong> l’ISN du CRTBT et du LAPP<br />
(Annecy) impliquées dans les thèmes <strong>de</strong> la Cosmologie, <strong>de</strong>s astroparticules et <strong>de</strong> l’astrophysique <strong>de</strong>s<br />
hautes énergies. Elle est gérée au LAOG (cf. 4 ).<br />
• Systèmes à petit nombre <strong>de</strong> corps: il s’agit d’une action regroupant <strong>de</strong>s chercheurs du LAOG, du LSP<br />
(<strong>Laboratoire</strong> <strong>de</strong> Spectrométrie Physique) et <strong>de</strong> l’UFR <strong>de</strong> chimie sur <strong>de</strong>s problèmes communs <strong>de</strong> chimie<br />
quantique.<br />
• Imagerie médicale: les développements que le LAOG mène avec ses collaborateurs, dont le LETI, <strong>de</strong><br />
composants micro-électroniques d’optique adaptative ont <strong>de</strong>s applications potentielles en ophtalmologie.<br />
4 http://isnwww.in2p3.fr/cosmalpes<br />
18
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
3.3 Eléments <strong>de</strong> bilan et <strong>de</strong> prospective par thème scientifique<br />
Comme indiqué en début <strong>de</strong> section 3, cette section est organisée par thème, et non par équipe comme la<br />
précé<strong>de</strong>nte.<br />
3.3.1 Formation et évolution <strong>de</strong>s étoiles et <strong>de</strong>s planètes<br />
Bilan<br />
Le LAOG couvre <strong>de</strong> nombreux aspects <strong>de</strong> cette thématique: étu<strong>de</strong> du milieu où les étoiles prennent<br />
naissance, caractérisation <strong>de</strong>s processus d’effondrement et <strong>de</strong> fragmentation, interactions étoiles<br />
jeunes/disques/jets/milieu ambiant, étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s disques planétaires etc. Les points forts du bilan et <strong>de</strong> la<br />
prospective <strong>de</strong>s équipes impliquées sur ces sujets sont brièvement résumés ici. La pério<strong>de</strong> écoulée a été<br />
caractérisée par le passage <strong>de</strong> la faisabilité <strong>de</strong> détection à celui d’observations effectives d’objets, et à la<br />
création <strong>de</strong> débuts d’échantillons statistiques pour certains d’entre eux.<br />
La compréhension <strong>de</strong>s « milieux protostellaires » a sensiblement progressé sur <strong>de</strong>ux fronts. D’une part,<br />
l’équipe « Amol » a réalisé <strong>de</strong>s avancées significatives, en mettant au point ou en améliorant diverses<br />
métho<strong>de</strong>s <strong>de</strong> calculs <strong>de</strong> chimie moléculaire ab initio pour les processus <strong>de</strong> basse énergie, avec en particulier<br />
<strong>de</strong>s applications à la chimie radicalaire. D’autre part, l’équipe « MIS » a mis en évi<strong>de</strong>nce que les protoétoiles<br />
<strong>de</strong> faible masse ont un cœur chaud comme leurs contreparties plus massives, et i<strong>de</strong>ntifié <strong>de</strong>s protoétoiles<br />
massives parmi les plus jeunes observées à ce jour, dans une région moléculaire proche d’une région<br />
HII (la Trifi<strong>de</strong>) ; les résultats <strong>de</strong> ce travail sont en accord avec le modèle <strong>de</strong> formation stellaire induite pour<br />
ces objets massifs.<br />
Des contraintes importantes sur le processus d’effondrement et <strong>de</strong> fragmentation sont obtenues par la<br />
détermination <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse et <strong>de</strong> la multiplicité <strong>de</strong>s objets stellaires ou sub-stellaires. Dans cette<br />
optique, <strong>de</strong>s naines brunes ont été découvertes dans les régions <strong>de</strong> formation stellaire (Taureau, Serpens),<br />
fournissant une base <strong>de</strong> données unique en son genre, et la fonction <strong>de</strong> masse <strong>de</strong>s objets substellaires a été<br />
déterminée dans plusieurs amas ouverts (équipe « EJDJ »). Pour les étoiles du champ (équipe « OTFM »)<br />
<strong>de</strong>s échantillons <strong>de</strong> naines ont été réalisés dans le champ par le relevé DENIS, contribuant à la définition d'une<br />
nouvelle classe spectrale (L), et <strong>de</strong>s systèmes multiples incorporant au moins une naine M ont été trouvés,<br />
contribuant à la détermination <strong>de</strong> la statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong> ces objets, et leur relation masse-luminosité<br />
établie. L’équipe « EJDJ » a également mis en évi<strong>de</strong>nce le rôle <strong>de</strong>s conditions initiales dans la formation <strong>de</strong><br />
systèmes multiples, et <strong>de</strong> l’environnement dans leur évolution ultérieure.<br />
De nouveaux disques résolus par <strong>de</strong>s techniques HRA ont été découverts, et la première mesure résolue<br />
angulairement en interférométrie <strong>de</strong> la région interne (< 2 UA) <strong>de</strong> disque effectuée (« EJDJ »). Des disques<br />
photo-évaporés ont été observés autour d’étoiles jeunes (« MIS »). Par ailleurs, il a été mis en évi<strong>de</strong>nce que<br />
l’ensemble <strong>de</strong>s disques d’étoiles jeunes se dissipent très rapi<strong>de</strong>ment, et pas seulement leurs régions internes,<br />
ce qui apporte <strong>de</strong> sérieuses contraintes aux modèles <strong>de</strong> formation planétaire (« EJDJ », « DPP ») ; un disque<br />
en cours <strong>de</strong> dissipation a directement été observé (« DPP »). Par ailleurs, les flots bipolaires semblent<br />
capables <strong>de</strong> disperser le nuage d’origine, par creusement <strong>de</strong> cavité (« MIS »). L’observation radio donne<br />
aussi accès à <strong>de</strong>s propriétés locales <strong>de</strong>s disques telles que la rotation différentielle ou la structure thermique<br />
verticale (« DPP »).<br />
Les travaux <strong>de</strong> modélisation <strong>de</strong> l'équipe « EJDJ » ont permis <strong>de</strong> mettre en défaut le modèle standard <strong>de</strong>s<br />
disques d’accrétion dans au moins <strong>de</strong>ux cas <strong>de</strong> figure.<br />
Par ailleurs un pas important a été accompli dans la connexion entre observations et théorie en montrant que<br />
les caractéristiques <strong>de</strong> collimation, taille transverse, et d’excitation <strong>de</strong>s raies <strong>de</strong>s jets stellaires sont<br />
compatibles avec les modèles MHD d’accrétion-éjection (« EJDJ », « SHERPAS »).<br />
En ce qui concerne la physique <strong>de</strong>s étoiles jeunes elles-mêmes, <strong>de</strong>s grilles <strong>de</strong> modèles évolutifs ont été<br />
réalisées à partir du co<strong>de</strong> développé au LAOG dans lequel une meilleure équation d’état ainsi qu’un<br />
traitement couplé du transport et <strong>de</strong> la structure ont été incorporés. Ces grilles concernent <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> 0.1 à<br />
7 masses solaires et <strong>de</strong> différentes métallicités, et permettent une interprétation directe <strong>de</strong>s observations.<br />
Elles sont disponibles via un programme interactif sur le site web du LAOG, et très consultées par la<br />
communauté (« ES »).<br />
19
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Prospective<br />
L’observation directe ou indirecte <strong>de</strong> planètes fournit <strong>de</strong>s contraintes importantes sur la formation et<br />
l’évolution <strong>de</strong>s systèmes planétaire. Dans cette perspective, la découverte <strong>de</strong> planètes autour <strong>de</strong> naines M<br />
(« OTFM ») confirme l’universalité <strong>de</strong> la formation planétaire et contribue à la statistique grandissante <strong>de</strong>s<br />
planètes extra-solaires. De même, l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> disques <strong>de</strong> <strong>de</strong>uxième génération – produits par <strong>de</strong>s corps<br />
importants enfouis dans ces disques - (« DP2G ») donne <strong>de</strong>s contraintes uniques sur certains sta<strong>de</strong>s<br />
d’évolution <strong>de</strong>s systèmes planétaires. Deux nouveaux disques <strong>de</strong> ce type, contenant probablement <strong>de</strong>s<br />
planètes, ont été découverts par l’équipe « DP2G », qui a mis en évi<strong>de</strong>nce la présence <strong>de</strong> ce type <strong>de</strong> disque<br />
autour d’étoiles très jeunes (moins <strong>de</strong> 10 millions d’années). Cette équipe a également produit les modèles<br />
les plus complets du disque <strong>de</strong> ß Pic disponibles à ce jour, en incluant, par exemple, le traitement <strong>de</strong> la<br />
pression <strong>de</strong> radiation sur la poussière, et en affinant le modèle d’injection <strong>de</strong> « Falling Evaporating Bodies »<br />
(FEBs), invoqué <strong>de</strong>puis un certain nombre d’années maintenant pour l’explication <strong>de</strong> certaines<br />
caractéristiques <strong>de</strong> raies émises par le disque. Ces améliorations permettent <strong>de</strong> contraindre <strong>de</strong> façon<br />
beaucoup plus importante les propriétés <strong>de</strong>s planètes dont l’action dynamique sur le disque induit les<br />
caractéristiques observées.<br />
Sur un plan purement théorique, l’équipe « SHERPAS » a montré que les conditions d’existence <strong>de</strong><br />
structures d’accrétion-éjection MHD (jets issus <strong>de</strong> disques) sont gran<strong>de</strong>ment assouplies par la présence d’une<br />
couronne chau<strong>de</strong> à la surface du disque. Elle a également mis au point un modèle d’interaction disquemagnétosphère<br />
qui permet <strong>de</strong> rendre compte du problème du ralentissement <strong>de</strong>s étoiles jeunes. Par ailleurs,<br />
les questions <strong>de</strong> stabilité <strong>de</strong> ces structures commencent à être abordées. Finalement, la question du transport<br />
turbulent dans les disques d’accrétion a été réexaminée, en particulier par le biais <strong>de</strong> simulations MHD sur le<br />
co<strong>de</strong> ZEUS; certaines propriétés <strong>de</strong> la turbulence hydrodynamique <strong>de</strong> cisaillement ont été élucidées sur le<br />
plan phénoménologique, et une origine hydrodynamique <strong>de</strong> cette turbulence paraît hautement probable.<br />
Les priorités <strong>de</strong> cette thématique pour le prochain <strong>quadriennal</strong> sont clairement définies par les résultats<br />
précé<strong>de</strong>mment obtenus.<br />
D’une part, il s’agit d’établir <strong>de</strong> véritables échantillons d’objets stellaires et sub-stellaires afin d’établir ou <strong>de</strong><br />
conforter leurs statistiques <strong>de</strong> masse et <strong>de</strong> multiplicité ; d’autre part, un effort doit être fait pour augmenter le<br />
nombre <strong>de</strong> disques <strong>de</strong> première et <strong>de</strong>uxième générations directement observés, et pour imager leurs régions<br />
centrales (« OTFM », « EJDJ », « DP2G »). Dans les <strong>de</strong>ux cas, l’apport <strong>de</strong>s instruments optiques ou<br />
infrarouge <strong>de</strong> haute résolution angulaire (GRIF, NAOS, AMBER, MIDI, VISIR…), et en particulier ceux sur<br />
lesquels l’investissement du LAOG a été le plus important, <strong>de</strong> même que l’apport <strong>de</strong> caméras grand champ<br />
(WIRCAM), sera plus que vraisemblablement décisif, et <strong>de</strong>vrait conforter la place qu’occupe le LAOG sur ces<br />
sujets au niveau international. Dans la même logique, l’équipe « DP2G» défend fortement auprès <strong>de</strong> l’ESO<br />
le concept d’un instrument à haute dynamique pour l’imagerie directe <strong>de</strong>s planètes extra-solaires.<br />
Par ailleurs, l’effort <strong>de</strong> modélisation <strong>de</strong>s équipes « EJDJ » et « DP2G » sera amplifié. Dans le même ordre<br />
d’idée, la corrélation <strong>de</strong>s statistiques <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s systèmes avec la physique <strong>de</strong> la fragmentation du<br />
milieu en effondrement qui leur donne naissance suppose <strong>de</strong> contrôler la dynamique <strong>de</strong> ces systèmes ;<br />
l’équipe « EJDP » envisage <strong>de</strong> développer un pan <strong>de</strong> son activité dans ce sens.<br />
La caractérisation <strong>de</strong>s propriétés physico-chimiques <strong>de</strong>s régions externes <strong>de</strong>s disques proto-planétaires sera<br />
poursuivie puis cette étu<strong>de</strong> sera étendue, avec les moyens interférométriques (VLTI et préparation à ALMA),<br />
aux régions plus internes où se forment les planètes (« DPP »).<br />
En ce qui concerne le milieu interstellaire proprement dit, les efforts principaux <strong>de</strong>vraient porter d’une part<br />
sur les cœurs proto-stellaires chauds, afin <strong>de</strong> mieux en comprendre la chimie et <strong>de</strong> mieux cerner le<br />
mécanisme d’effondrement, et d’autre part sur l’interaction entre le rayonnement X <strong>de</strong>s proto-étoiles et le<br />
gaz et la poussière circumstellaire (« MIS »).<br />
Compte-tenu <strong>de</strong>s progrès réalisés dans la pério<strong>de</strong> écoulée, l’équipe « Amol » est maintenant en mesure <strong>de</strong><br />
contribuer significativement à l’établissement <strong>de</strong> diagnostics astrophysiques dans le milieu interstellaire, par<br />
la production <strong>de</strong> bases <strong>de</strong> données pour la spectroscopie <strong>de</strong> processus collisionnels, la prédiction <strong>de</strong> spectres<br />
<strong>de</strong> molécules carbonées « floppy »…, en particulier en vue <strong>de</strong> la préparation d’ALMA et d’HERSCHEL.<br />
Plus généralement, les observations en radioastronomie millimétrique et submillimétrique sont essentielles à<br />
l'activité <strong>de</strong>s équipes « MIS », « DPP » et « AMOL ». L'expertise en interférométrie radio a été augmentée<br />
d'un chercheur précé<strong>de</strong>mment à l'IRAM mais diminuée, parallèlement, <strong>de</strong> permanents <strong>de</strong> l'équipe « MIS »,<br />
20
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
affaiblissant le potentiel global du LAOG en la matière. Il sera nécessaire d'œuvrer à la résolution <strong>de</strong> cette<br />
faiblesse, dans un contexte où le LAOG peut, mo<strong>de</strong>stement eu égard au gros effort entrepris pour le VLTI<br />
mais en synergie avec celui-ci, participer à la préparation <strong>de</strong>s futurs TGEs <strong>de</strong> ce domaine.<br />
Sur un plan théorique, les grilles <strong>de</strong> modèle stellaires seront étendues vers un plus grand échantillonnage <strong>de</strong><br />
métallicité d’un côté, et vers <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> masse plus importantes <strong>de</strong> l’autre (ce <strong>de</strong>rnier point est très mal<br />
couvert par la littérature actuelle).<br />
Par ailleurs l’équipe « SHERPAS » maîtrise maintenant bien la physique <strong>de</strong>s modèles stationnaires<br />
d’accrétion-éjection MHD, où le jet est produit par le disque. L’effort essentiel au cours du prochain<br />
<strong>quadriennal</strong> portera sur la compréhension <strong>de</strong>s mécanismes <strong>de</strong> variabilité et d’instabilité <strong>de</strong> ces structures, et<br />
sur une quantification plus fine <strong>de</strong>s mécanismes <strong>de</strong> transport turbulent, en particulier concernant le rôle du<br />
champ magnétique dans la turbulence <strong>de</strong> cisaillement ; la simulation numérique MHD est un outil<br />
incontournable <strong>de</strong> ce travail. Par ailleurs, l’effort <strong>de</strong> modélisation <strong>de</strong>s propriétés radiatives <strong>de</strong>s jets dans le<br />
cadre <strong>de</strong> ces structures sera poursuivi, afin <strong>de</strong> mieux contraindre les caractéristiques dynamiques <strong>de</strong>s jets<br />
stellaires par l’observation <strong>de</strong> leurs propriétés d’émission.<br />
3.3.2 Astrophysique <strong>de</strong>s Hautes Energies<br />
Bilan<br />
Prospective<br />
Ainsi que cela a été mentionné dans la section 2, l’activité <strong>de</strong> l’équipe « SHERPAS » se déploie sur <strong>de</strong>ux<br />
volets: d’une part la compréhension <strong>de</strong>s phénomènes MHD intervenant dans les structures d’accrétionéjection,<br />
d’autre part la production <strong>de</strong> particules et <strong>de</strong> rayonnement à haute énergie, en particulier dans les<br />
galaxies actives. L’aspect MHD est très largement i<strong>de</strong>ntique pour les étoiles jeunes et les galaxies actives, et<br />
ne sera donc pas repris ici (cf. section précé<strong>de</strong>nte). Néanmoins, il ne faut pas perdre <strong>de</strong> vue que la MHD joue<br />
le rôle <strong>de</strong> réservoir dans lequel tous les phénomènes <strong>de</strong> haute énergie étudiés par l'équipe s’alimentent via<br />
une variété <strong>de</strong> mécanismes dont l’analyse représente un aspect important <strong>de</strong> son activité.<br />
L’activité haute énergie se déploie dans <strong>de</strong>ux directions: compréhension <strong>de</strong>s mécanismes d’accélération <strong>de</strong><br />
particules, et du rayonnement qu’elles produisent, en particulier sa variabilité. L’équipe est intégrée à <strong>de</strong>s<br />
collaborations sur <strong>de</strong>s projets d’astronomie haute énergie (CAT/CELESTE, HESS, GLAST…)<br />
Des progrès importants ont été accomplis dans la compréhension <strong>de</strong>s mécanismes d’accélération en régime<br />
relativiste (jusqu’alors peu maîtrisé), avec une application aux sursauts gammas, qui s’avèrent être une<br />
source possible <strong>de</strong>s rayons cosmiques <strong>de</strong> très haute énergie.<br />
Un progrès majeur a été réalisé dans la caractérisation <strong>de</strong> la diffusion <strong>de</strong> particules en champ magnétique<br />
désordonné, en montrant entre autres que le régime <strong>de</strong> diffusion <strong>de</strong> Bohm, très utilisé dans la communauté,<br />
n’existe pas. Ce résultat a une gran<strong>de</strong> importance dans la compréhension <strong>de</strong> l’origine et <strong>de</strong> la diffusion <strong>de</strong>s<br />
rayons cosmiques <strong>de</strong> très haute énergie.<br />
Sur le thème du rayonnement haute énergie proprement dit, les arguments développés par l’équipe<br />
« SHERPAS » semblent favoriser <strong>de</strong> façon décisive les modèles électrodynamiques par rapport aux modèles<br />
hadroniques ; l’équipe a en particulier développé un co<strong>de</strong> très complet incluant rayonnement synchrotron ,<br />
effet Compton et accélération <strong>de</strong> Fermi, avec <strong>de</strong>s applications prometteuses à la variabilité <strong>de</strong>s Blazars. Un<br />
modèle <strong>de</strong> variabilité X <strong>de</strong>s Seyfert a également été élaboré.<br />
Les questions principales que l'équipe cherche à éluci<strong>de</strong>r concernent les rôles respectifs du Trou Noir central<br />
et du disque d’accrétion dans la production <strong>de</strong> jets, une meilleure discrimination entre modèles<br />
électrodynamiques et hadroniques, l’origine <strong>de</strong> la variabilité, la physique <strong>de</strong>s sursauts gammas et leurs liens<br />
avec les rayons cosmiques <strong>de</strong> très haute énergie, dans la continuité du travail déjà effectué sur ces questions.<br />
Une étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s micro-quasars, qui offrent un nouvelle fenêtre observationnelle sur un certain nombre <strong>de</strong> ces<br />
problèmes, vient d’être engagée.<br />
21
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
3.3.3 Instrumentation pour l’Astronomie<br />
L’équipement <strong>de</strong> l’extension et <strong>de</strong>s annexes techniques réalisé peu avant le début du <strong>quadriennal</strong> pour<br />
l’essentiel a permis <strong>de</strong> réaliser les objectifs prévus en 1998 en matière <strong>de</strong> réalisations comme <strong>de</strong> R&T.<br />
L’engagement principal, dans le projet NAOS, générateur <strong>de</strong> structuration <strong>de</strong> la composante technique et <strong>de</strong><br />
compléments notables d’équipement, a bénéficié à d’autres travaux ou va le faire à court terme. Les liens<br />
avec les partenaires, laboratoires ou entreprises notamment grenoblois, se sont affermis, permettant à la R&T<br />
engagée ou prévue <strong>de</strong> se développer avec succès, avec la pru<strong>de</strong>nce nécessaire aux approches les plus<br />
prospectives. L’orientation nettement « HRA » <strong>de</strong>s travaux, a constitué la ligne directrice <strong>de</strong>s choix et le<br />
projet <strong>de</strong> démarrer un « centre d’expertise en interférométrie », principale nouveauté prévue du <strong>quadriennal</strong>,<br />
s’est concrétisé vers la fin <strong>de</strong> la pério<strong>de</strong>.<br />
Le site <strong>de</strong> Paranal auquel sont <strong>de</strong>stinés les <strong>de</strong>ux instruments lourds impliquant le LAOG pendant le <strong>quadriennal</strong><br />
en cours, NAOS et AMBER. Les télescopes UT (Unit telescope) <strong>de</strong> 8.2m ouest à est sont disposés <strong>de</strong> gauche à<br />
droite. Le télescope YEPUN (UT4), sur lequel le système d'optique adaptative NAOS (cf. C-1) et sa caméra CONICA<br />
sont installés à <strong>de</strong>meure, est le plus à droite. Les octogones alignés au premier plan correspon<strong>de</strong>nt aux stations<br />
<strong>de</strong>s 3 (ultérieurement plus) télescopes mobiles AT (Auxiliary telescopes) <strong>de</strong> 1.8m qui offriront à partir <strong>de</strong> 2003<br />
l'accès permanent au mo<strong>de</strong> interférométrique du VLT, sur une base maximale <strong>de</strong> 200m. Ils pourront aussi être<br />
utilisés avec les UTs pour les programmes requiérant la sensibilité maximale. L'instrument AMBER, l'un <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux<br />
instruments prévus pour le VLTI, sera livré à Paranal courant 2003 (cf. C-3, 4). (Photo ESO)<br />
Bilan<br />
En optique adaptative, le spectro-imageur GraF optimisé pour la spectrométrie 3D en infrarouge, à la limite<br />
<strong>de</strong> diffraction, installé sur le système d’optique adaptative ADONIS du télescope <strong>de</strong> 3.6m <strong>de</strong> l’ESO, a permis<br />
d’obtenir divers résultats originaux. Le savoir-faire acquis a été réinvesti dans la mise en œuvre d’un<br />
instrument similaire, GRIF, sur le système PUE'O du CFHT.<br />
Le projet NAOS, démarré en 1996, a passé les différentes étapes d’étu<strong>de</strong>, réalisation et intégration, ainsi que<br />
les revues ESO particulièrement exigeantes pour les instruments <strong>de</strong>stinés au VLT, avec un retard mo<strong>de</strong>ste et<br />
la résolution <strong>de</strong> quelques difficultés en personnel. L’équipe « DP2G » notamment, assumant la direction<br />
scientifique du projet, s’est lour<strong>de</strong>ment investie dans cette pério<strong>de</strong> ainsi qu’une partie du « BE » et <strong>de</strong>s<br />
services du laboratoire. L’intégration « statique » <strong>de</strong> NAOS a bénéficié <strong>de</strong>s moyens d’intégration du LAOG,<br />
dimensionnés spécifiquement. Suite à l’intégration <strong>de</strong>s éléments actifs à Bellevue, la réussite <strong>de</strong>s tests avec<br />
la caméra CONICA a permis <strong>de</strong> tenir le calendrier <strong>de</strong>s tests à Paranal et la première lumière, qui fut un plein<br />
22
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
succès, en décembre. La qualité <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> transfert <strong>de</strong> NAOS, dont le cahier <strong>de</strong>s charges était<br />
ambitieux, a impressionné, laissant entrevoir une exploitation à la hauteur <strong>de</strong>s plus hautes espérances.<br />
La préparation du projet NAOS s’est accompagnée <strong>de</strong> la mise en place <strong>de</strong> modèles simulant l’observation,<br />
permettant d’anticiper les performances en fonction <strong>de</strong>s conditions observationnelles.<br />
L’ESO a accepté <strong>de</strong> prévoir l’utilisation <strong>de</strong> NAOS avec un instrument supplémentaire, en lumière visible,<br />
optimisé pour l’observation à grand contraste. Cet instrument, AVES, est piloté par l’Italie et a reçu un appui<br />
du LAOG en particulier sur les aspects coronographiques.<br />
En parallèle à ces réalisations, une action <strong>de</strong> R&T a été lancée en vue <strong>de</strong> développer <strong>de</strong>s miroirs déformables<br />
à très grand nombre d’actuateurs et/ou gran<strong>de</strong> intégration (micro-miroirs déformables ou MMD). Elle<br />
s’appuie sur diverses collaborations dont un partenariat avec le CENG disposant <strong>de</strong> technologies adéquates.<br />
Les premiers composants formés d’actuateurs électrostatiques ont vu le jour courant 2001. L’étu<strong>de</strong> du<br />
comportement <strong>de</strong> ces composants a permis d’initier le dépôt d’un brevet.<br />
L’interférométrie optique, expertise centrale aux activités instrumentales du LAOG, a généré <strong>de</strong>s travaux<br />
variés.<br />
La réalisation d’AMBER, décidée en 1997, a occupé une autre partie importante <strong>de</strong>s moyens du LAOG. Les<br />
équipes « EJDJ », « OTFM » notamment se sont investies aux côtés <strong>de</strong>s ITAs impliqués, essentiellement<br />
distincts <strong>de</strong> ceux engagés sur NAOS. La phase d’étu<strong>de</strong> a connu <strong>de</strong>s retards notables en raison <strong>de</strong> difficultés<br />
d’organisation induites par le conflit entre projets lourds (NAOS notamment), la dispersion <strong>de</strong>s équipes du<br />
projet (5 laboratoires ou instituts dont 2 étrangers) et le financement assuré principalement par les tutelles et<br />
non pas par l’ESO. Le statut d’AMBER vis à vis <strong>de</strong> l’ESO, initialement conçu comme instrument « visiteur »,<br />
a évolué avec l’aménagement <strong>de</strong> la gestion du VLTI par l’ESO, induisant <strong>de</strong>s contraintes non souhaitées au<br />
départ. Néanmoins, le projet a passé les revues à l’ESO avec succès, avec la plupart <strong>de</strong> ses spécifications<br />
ambitieuses maintenues, et entamé la pério<strong>de</strong> d’approvisionnement fin 2001.<br />
L’autre volet <strong>de</strong> cette activité est multiforme et cumule R&T en laboratoire, tests sur télescopes, fourniture <strong>de</strong><br />
composants en sous-traitance et réflexion sur les futurs interféromètres. Cet axe <strong>de</strong> travaux repose sur <strong>de</strong>s<br />
collaborations avec <strong>de</strong>s laboratoires <strong>de</strong> physique avec qui nous avons développé <strong>de</strong>s composants d’optique<br />
guidée planaire, sur base <strong>de</strong> technologies "télécom". Cette approche a <strong>de</strong>s avantages appréciables, parfois<br />
essentiels, sur l’optique <strong>de</strong> volume et les fibres optiques, dus à la compacité et la stabilité <strong>de</strong>s montages<br />
permis, en particulier pour la recombinaison interférométrique. Le LAOG a pu vali<strong>de</strong>r <strong>de</strong>s composants <strong>de</strong><br />
différentes technologies d’abord en ban<strong>de</strong> H, puis dans les autres ban<strong>de</strong>s <strong>de</strong> l’infrarouge proche. Des<br />
composants à 2 télescopes, puis 3 télescopes ont été progressivement testés, optimisés et validés. Des étu<strong>de</strong>s<br />
à plus <strong>de</strong> 3 télescopes ont démarré ainsi que la recherche <strong>de</strong> matériaux adéquats pour les longueurs d’on<strong>de</strong><br />
thermiques (3 et 10 microns).<br />
Au <strong>de</strong>là <strong>de</strong> ces travaux en laboratoire ont été prévus et menés <strong>de</strong>s tests sur site (GI2T et IOTA) <strong>de</strong>stinés à<br />
vali<strong>de</strong>r sur le ciel les composants sélectionnés. Un instrument <strong>de</strong> test, IONIC, intégrant une caméra infrarouge<br />
et un composant <strong>de</strong> recombinaison, a été réalisé pour cet objectif . Les premières franges ont été obtenues sur<br />
IOTA en 2000 en ban<strong>de</strong>s H et K, démontrant les vertus <strong>de</strong> cette technologie et préfigurant un instrument<br />
pouvant <strong>de</strong>meurer sur IOTA à terme.<br />
Les composants réalisés ont intéressé l’ESA qui a opté pour un montage proposé par ALCATEL Space,<br />
intégrant la technologie d’optique intégrée proposée par le LAOG, pour la phase 1 du test du principe <strong>de</strong><br />
« nulling » pour DARWIN. Le travail contractuel avec ALCATEL a commencé début 2001.<br />
L’implication forte du LAOG dans l’interférométrie et les liens avec l’IRAM avaient, dès 1992 lors <strong>de</strong> la<br />
programmation <strong>de</strong> l’extension du LAOG, conduit à proposer la constitution d’un centre d’expertise en<br />
interférométrie optique à Grenoble. Cet objectif, prématuré auparavant, a été relancé par le démarrage <strong>de</strong><br />
l’instrumentation VLTI en 1997 et inscrit dans les objectifs du <strong>quadriennal</strong> se terminant. L’idée <strong>de</strong> centre a<br />
évolué entre temps avec la participation active d’autres sites dont Nice. Le Centre Jean-Marie Mariotti<br />
(JMMC) a été créé en 2000 sous forme <strong>de</strong> laboratoire sans mur associant une dizaine d’unités <strong>de</strong> recherche<br />
avec un siège au LAOG. Certaines activités <strong>de</strong> ce centre ont été validées comme services d’observation par<br />
l’INSU à la mi-2001 et <strong>de</strong>s statuts définitifs ont été récemment proposés.<br />
La réalisation <strong>de</strong> NAOS a été l’occasion <strong>de</strong> consoli<strong>de</strong>r une expertise sur les CCDs visibles dans un contexte<br />
<strong>de</strong> spécifications tendues. Le LAOG a une tradition en matière <strong>de</strong> caméras infrarouge qui a permis <strong>de</strong> mettre<br />
23
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Prospective<br />
en œuvre le prototype IONIC décrit précé<strong>de</strong>mment et <strong>de</strong> disposer d’une caméra <strong>de</strong> laboratoire opérant <strong>de</strong> 1 à 5<br />
microns (détecteur SOFRADIR).<br />
Afin <strong>de</strong> disposer <strong>de</strong> moyens <strong>de</strong> tests pérennes et d’une meilleure sensibilité, un projet <strong>de</strong> caméra <strong>de</strong><br />
laboratoire fondé sur un détecteur PICNIC <strong>de</strong> Rockwell a été lancé. Ce projet a été retardé par les impératifs<br />
<strong>de</strong> NAOS mais a fait l’objet d’une partie <strong>de</strong>s approvisionnements.<br />
Une opération <strong>de</strong> R&T très prospective a continué pendant cette pério<strong>de</strong>. Associé à <strong>de</strong>s laboratoires <strong>de</strong><br />
physique locaux, le LAOG a fait les premiers tests fructueux <strong>de</strong> détecteurs fondés sur <strong>de</strong>s jonctions<br />
supraconductrices à effet tunnel (JSET), capables <strong>de</strong> fournir d’excellents ren<strong>de</strong>ments quantiques dans une<br />
large plage <strong>de</strong> longueur d’on<strong>de</strong> ainsi que le comptage <strong>de</strong> photons. Le fonctionnement en mo<strong>de</strong> comptage a<br />
été obtenu en 2000. Des jonctions <strong>de</strong> bonne qualité ont été produites.<br />
En optique adaptative, GRIF étant installé au CFHT, sera exploité par diverses thématiques du LAOG. NAOS<br />
en fin <strong>de</strong> test actuellement sera ouvert à la communauté dans quelques mois et divers chercheurs du LAOG<br />
utiliseront le temps garanti qui leur a été alloué en retour <strong>de</strong> l’investissement du laboratoire dans le projet. De<br />
même AVES <strong>de</strong>vrait aboutir à son tour à la phase d’exploitation.<br />
L’expertise du LAOG en optique adaptative à différents niveaux (système, interfaces, optomécanique) mais<br />
aussi en coronographie sera mise à profit pour participer à une réponse à appel d’offres <strong>de</strong> l’ESO pour<br />
l’instrument « Planet fin<strong>de</strong>r » (VLT-PF) constitué probablement d’une caméra et d’un système d’optique<br />
adaptative intégrés, à très grand rapport <strong>de</strong> Strehl. Cet instrument pourrait être le successeur naturel <strong>de</strong> NAOS,<br />
dans une version moins multi-usages.<br />
Les travaux <strong>de</strong> R&T sur les MMD passeront en phase prototype avec l’objectif <strong>de</strong> tester <strong>de</strong>s solutions pour les<br />
applications astronomiques liées à la mise en œuvre <strong>de</strong>s ELT (télescopes extrêmement grands) d’une part,<br />
requiérant un grand nombre d’actuateurs, et d’autres telles que l’opthalmologie. La question du lien entre le<br />
projet VLT-PF et les MMD restera ouverte pendant une pério<strong>de</strong> d’étu<strong>de</strong> d’un ou <strong>de</strong>ux ans.<br />
AMBER sera le projet majeur du LAOG avec la pério<strong>de</strong> d’intégration et test en <strong>2002</strong>. La pério<strong>de</strong> <strong>de</strong> livraison<br />
à l’ESO et le démarrage <strong>de</strong> l’exploitation à 2 puis 3 télescopes occupera les années 2003 et 2004. Les<br />
équipes investies dans ce projet <strong>de</strong>meureront très sollicitées pendant cette pério<strong>de</strong> qui verra aussi l’utilisation<br />
<strong>de</strong> partie du « temps garanti » du LAOG.<br />
La proposition faite en 2001, sur la base <strong>de</strong> l’expertise d’AMBER et <strong>de</strong> l’expérience IONIC, <strong>de</strong>vrait donner le<br />
jour à un projet <strong>de</strong> réalisation d’instrument <strong>de</strong> 2 n<strong>de</strong> génération du VLTI à vocation d’imageur, mettant à profit<br />
les avantages <strong>de</strong> l’optique intégrée pour la recombinaison <strong>de</strong> plus <strong>de</strong> 3 télescopes.<br />
Pour s’y préparer, les tests prévus <strong>de</strong> « clôture <strong>de</strong> phase » sur IOTA <strong>de</strong>vraient être poursuivis. En parallèle, le<br />
laboratoire est disposé, quoiqu’en secon<strong>de</strong> priorité, à équiper IOTA et/ou CHARA, aux Etats-Unis, d’un<br />
recombineur en optique intégrée.<br />
De la même manière, notre engagement aux côtés d’ALCATEL, au <strong>de</strong>là du contrat actuel, pourrait mener à<br />
une participation aux phases ultérieures dont, éventuellement, la réalisation d’un instrument « nulleur » sol<br />
pour le VLTI.<br />
Le « JMMC » verra sa mise en place sous sa forme pleinement opérationnelle dans le cours <strong>de</strong> ce<br />
<strong>quadriennal</strong>. Au <strong>de</strong>là <strong>de</strong> la structuration <strong>de</strong>s équipes associées à chaque projet, pour l’essentiel déjà en place,<br />
ce sont les moyens pour assurer les différents services prévus qui évolueront le plus. Plusieurs postes<br />
d’ingénieurs notamment sont nécessaires et programmés dans le temps. Les relations avec l’ESO, codifiées<br />
par un accord cadre bientôt signé, se préciseront avec la mise en place d’accords spécifiques à chaque<br />
produit livrable. Les liens du « JMMC » avec les <strong>de</strong>ux autres centres existant en Europe seront précisés en<br />
vue d’une interaction harmonieuse au bénéfice d’une même communauté d’utilisateurs du VLTI. Enfin <strong>de</strong>s<br />
besoins immobiliers se font jour pour l’accueil <strong>de</strong>s utilisateurs (cf. <strong>de</strong>man<strong>de</strong> <strong>de</strong> moyens).<br />
En parallèle, une participation mo<strong>de</strong>ste du LAOG au développement d’ALMA est prévue, en s’appuyant<br />
notamment sur les besoins communs au VLTI et à ALMA.<br />
La caméra « faible bruit » sera réalisée et opérationnelle en 2003. Le projet WIRCAM s’étalera sur 3 ans pour<br />
une exploitation démarrant en fin <strong>de</strong> <strong>quadriennal</strong>. Il mobilisera, quoiqu’à niveau sensiblement moindre, un<br />
personnel tant chercheur que technique au profil proche <strong>de</strong> celui engagé dans NAOS.<br />
24
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
Le projet JSET poursuivra les tests engagés dans le but d’acquérir une maîtrise suffisante <strong>de</strong> la fabrication <strong>de</strong>s<br />
jonctions et <strong>de</strong> leur évaluation. A mi-<strong>quadriennal</strong>, la question d’un passage à une phase prototype pouvant<br />
être testé sur un télescope se posera, avec un aspect budgétaire déterminant.<br />
3.3.4 Autres thématiques<br />
Cosmologie observationnelle<br />
Le travail <strong>de</strong> l’équipe <strong>de</strong> Cosmologie (localement à cheval sur trois laboratoires, très impliqués dans la<br />
réalisation instrumentale et la réduction <strong>de</strong>s données) est articulé autour <strong>de</strong> trois expériences <strong>de</strong> mesure du<br />
rayonnement à 3K. ARCHEOPS (expérience ballon) est maintenant opérationnelle (au moins <strong>de</strong>ux vols<br />
effectués), et préfigure <strong>de</strong> façon réaliste l’expérience satellite PLANCK, tant du point <strong>de</strong> vue <strong>de</strong>s choix<br />
expérimentaux que <strong>de</strong> celui <strong>de</strong>s techniques <strong>de</strong> réduction <strong>de</strong> données <strong>de</strong> fluctuation du fond cosmologique.<br />
Les premiers résultats sont en cours d’analyse. Le bolomètre DIABOLO (mis au point en particulier au LAOG<br />
et installé sur le 30 m <strong>de</strong> l’IRAM) a permis la cartographie <strong>de</strong> l’effet Sunyaev-Zeldovic <strong>de</strong> plusieurs amas <strong>de</strong><br />
galaxies (effet <strong>de</strong> réchauffement Compton du 3K sur le gaz X <strong>de</strong>s amas).<br />
Le travail <strong>de</strong>s prochaines années s’oriente vers l’exploitation <strong>de</strong>s résultats d’ARCHEOPS et la préparation <strong>de</strong><br />
PLANCK. DIABOLO doit lui être abandonné au profit d’une caméra bolométrique.<br />
Milieu circumstellaire<br />
L’activité dans ce thème (rattaché à l’équipe « MIS », cf. aussi section 4.1) s’est beaucoup concentrée sur<br />
l’étu<strong>de</strong> d’un objet prototypique (IRC+10216). Des contraintes sur la chimie <strong>de</strong>s enveloppes, leur évolution,<br />
le taux <strong>de</strong> perte <strong>de</strong> masse <strong>de</strong>s AGBs…, ont été obtenues.<br />
Cette activité va vraisemblablement décroître au cours du prochain <strong>quadriennal</strong>, au profit <strong>de</strong> l’étu<strong>de</strong> physicochimique<br />
<strong>de</strong>s disques d’étoiles jeunes et <strong>de</strong>s enveloppes proto-stellaires, basées sur les mêmes outils, mais<br />
plus proches <strong>de</strong>s thèmes développés au laboratoire.<br />
Phases finales <strong>de</strong> l’évolution stellaire<br />
L’équipe « ES », à côté <strong>de</strong> son activité sur les étoiles jeunes (cf. section 4.1), s’investit très largement dans la<br />
physique <strong>de</strong>s phases RGB et AGB <strong>de</strong> l’évolution <strong>de</strong>s étoiles. Par un traitement couplé du transport (moment<br />
cinétique, espèces chimiques) avec les équations <strong>de</strong> structure, une instabilité (« flash du lithium ») a été<br />
découverte au début <strong>de</strong> la phase RGB, et <strong>de</strong>s pulses thermiques mis en évi<strong>de</strong>nce pour les AGBs.<br />
Une modélisation synthétique <strong>de</strong> la phase AGB pour mieux quantifier le rôle <strong>de</strong> la perte <strong>de</strong> masse est en<br />
cours. A plus long terme, il faut développer <strong>de</strong>s calculs multidimensionnels d’évolution stellaire<br />
(modélisation <strong>de</strong> phénomènes d’accrétion, <strong>de</strong> phénomènes hydrodynamiques internes…)<br />
Histoire <strong>de</strong> l’astronomie ancienne<br />
Cette activité est essentiellement orientée vers la question <strong>de</strong> la mesure du temps par horloge à eau chez les<br />
Babyloniens. Par une série d’expériences, il a été montré que les textes sur le sujet ne peuvent pas être<br />
interprétés littéralement. Cette activité se poursuit par une collaboration avec un assyriologue étranger. Par<br />
ailleurs, elle donne lieu à une importante activité <strong>de</strong> vulgarisation.<br />
3.4 Statistique <strong>de</strong>s publications<br />
Sur la base <strong>de</strong>s publications dans <strong>de</strong>s revues à comité <strong>de</strong> lecture listées en Annexe et en reprenant les<br />
données du rapport d'activité <strong>de</strong> la pério<strong>de</strong> précé<strong>de</strong>nte, une analyse simple peut être faite en terme <strong>de</strong> nombre<br />
<strong>de</strong> publications par scientifique. Les chiffres résultants sont donnés dans le tableau ci-<strong>de</strong>ssous.<br />
25
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
1995 1996 1997 1998 1999 2000 2001<br />
Nb publications <strong>de</strong> type P 37 51 52 45 56 61 57<br />
Nb <strong>de</strong> Ch. & Ens. Ch. 29 29 27 31 32 32 32<br />
Nb public. par personne 1.28 1.76 1.93 1.45 1.75 1.91 1.78<br />
Moyenne <strong>quadriennal</strong> préc. 1.60<br />
Moyenne quadrien. en cours 1.81<br />
Il n'apparaît pas <strong>de</strong> baisse du taux <strong>de</strong> publications d'un <strong>quadriennal</strong> à l'autre, bien au contraire, comme on<br />
aurait pu le redouter en raison <strong>de</strong>s charges croissantes assumées par les personnels du laboratoire. Il n'est pas<br />
dit, cependant, que cet effet ne sera pas présent à terme du fait du délais naturel séparant l'obtention et<br />
l'exploitation <strong>de</strong> résultats <strong>de</strong> leur parution.<br />
Inci<strong>de</strong>mment, on note que le coût <strong>de</strong> la publication, en 2001, calculée sur la base du budget consolidé du<br />
laboratoire (cf. § 1.2) ressort à 66 k€ (430 kF).<br />
26
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
4 Collaborations nationales et internationales<br />
Les collaborations du LAOG <strong>de</strong> 1998 à 2001 avec <strong>de</strong>s chercheurs d’autres instituts sont mentionnées dans<br />
l’exposé <strong>de</strong>s résultats scientifiques <strong>de</strong>s différents thèmes. Une liste <strong>de</strong>s principales institutions françaises ou<br />
étrangères avec lesquelles <strong>de</strong>s actions <strong>de</strong> coopération s’ont menées <strong>de</strong> façon formalisée ou ont conduit à <strong>de</strong>s<br />
publications communes est donnée ci-après ainsi que la liste <strong>de</strong>s institutions avec lesquelles <strong>de</strong>s<br />
collaborations <strong>de</strong>vraient être continuées ou mises en place dans le cadre du prochain <strong>quadriennal</strong>.<br />
Les séjours à l'étranger <strong>de</strong> membres du LAOG sont listés en §4.3 et les liens avec l'industrie et la valorisation<br />
sont décrits en §4.4.<br />
4.1 Collaborations internationales formalisées<br />
• Research Training Network E.C. FP5 Program: "The formation and evolution of young stellar clusters"<br />
Equipe Etoiles Jeunes LAOG + 6 instituts européens (Durée: 2001-2004)<br />
• NATO Collaborative Linkage Grant; J. Bouvier (LAOG), K. Grankin (Tashkent, Ouzbekistan) et 6<br />
autres instituts européens et américains (formation stellaire) (Durée: 2000-2001)<br />
• Invitations sur contrat (formation stellaire):<br />
o C. Clarke (Cambridge, UK, 3 mois, 2000)<br />
o J. Stauffer (Caltech, 1 mois, 2001)<br />
o D. Barrado (Madrid, 3 mois, 2001)<br />
o J. Papaloizou, R Nelson (Londres)<br />
• Kazakhstan, Académie <strong>de</strong>s Sciences, Institut <strong>d'Astrophysique</strong>, Projet Caméra CCD (DRI/CNRS)<br />
• Financement du Programme <strong>de</strong> Physico-Chimie du Milieu Interstellaire (PCMI)<br />
o Jozef NOGA, Bratislava, Jonathan Tennyson, U. College London<br />
o Alain Castets et Cecilia Ceccarelli - Observatoire <strong>de</strong> Bor<strong>de</strong>aux<br />
• Collaboration HESS coordonnée par H. Volk (Hei<strong>de</strong>lberg) (astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies)<br />
• Collaboration INTAS coordonnée par F. Aharonian (Hei<strong>de</strong>lberg) (astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies)<br />
• Glast (correspondants français: P. Fleury et I. Grenier) (astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies)<br />
• Réseau européen "Plasma Astrophysics" coordonné par J. Kirk (Hei<strong>de</strong>lberg) (astrophysique <strong>de</strong>s hautes<br />
énergies)<br />
• Action intégrée PICASSO (CNRS/CSIC) (milieu interstellaire)<br />
o Jose Cernicharo (dir.), Juan-Ramon Pardo, Maria Jesus Sempere, E. Gonzalez-Alfonso (Madrid)<br />
• Action intégrée PROCOPE (CNRS-DAAD) (formation stellaire, étoiles jeunes)<br />
• Collaboration AMBER (interférométrie VLT)<br />
• Collaboration ARCHEOPS (rayonnement cosmologique à 3K)<br />
4.2 Collaborations en France formalisées<br />
• Financement du Programme National <strong>de</strong> Physique Stellaire (PNPS)<br />
o F. Ménard, J.-L. Beuzit, M. Forestini et autres chercheurs du LAOG<br />
o C. Charbonnel (Toulouse), B. Plez (Montpellier), F. Thévenin (OCA)<br />
• Financement du Programme National <strong>de</strong> Planétologie (PNP)<br />
o A Morbi<strong>de</strong>lli (Nice); A Lecavelier (IAP); P Thiebaut (Meudon); L d'Hen<strong>de</strong>court (IAS); JC<br />
Augereau (Saclay)<br />
• Financement du Programme National <strong>de</strong> Haute Résolution Angulaire (PNHRA)<br />
o Université <strong>de</strong> Nice, Etu<strong>de</strong>s <strong>de</strong>s étoiles Be en super-résolution chromatique avec GRAF/ADONIS<br />
o DESPA/Obs. Paris-Meudon, Mise en œuvre du spectrographe GRIF pour KIR/PUE'O du CFHT<br />
27
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
• Financement du Programme <strong>de</strong> Physico-Chimie du Milieu Interstellaire (PCMI) en vue notamment <strong>de</strong> la<br />
préparation à ALMA et HERSCHEL<br />
o IRAM (A. Dutrey)<br />
o Bor<strong>de</strong>aux (C. Ceccarelli, A. Castets, T. Jacq), Besançon (M.L. Dubernet-Tuckey)<br />
o Toulouse (E. Caux, C. Joblin), Grenoble (L. Wiesenfeld, A. Milet)<br />
• Financement par le GdR Phénomènes Cosmiques <strong>de</strong> Haute Energie (PCHE)<br />
o Collaboration « astro-gamma », collaboration « Auger », collaboration « Gamma Ray Bursts »<br />
• R&T optique intégrée (projet IONIC)<br />
o LEMO/INPG, LETI/CENG, IRCOM (Université <strong>de</strong> Limoges) , CRTBT, OCA (Nice), LPMC<br />
(Montpellier), ALCATEL Space<br />
o Industriels ou GIE: CSO Mesure, GeeO<br />
• R&T Micromiroirs déformables<br />
o LEG/INPG, LPMO (Besançon), IEMN (Lilles), LETI/CENG, TIMA (Grenoble), Obs. <strong>de</strong> Marseille<br />
• R&D Coronographie<br />
o DESPA-Observatoire <strong>de</strong> Paris (Y. Clenet, D. Rouan), Université <strong>de</strong> Montréal (R. Doyon),<br />
Université Laval à Québec (G. Joncas) et CFHT (O. Lai, T. Forveille)<br />
4.3 Séjours à l'étranger<br />
Les séjours à l'étranger sont un autre moyen <strong>de</strong> faire progresser <strong>de</strong>s collaborations ou faire aboutir <strong>de</strong>s projets<br />
scientifiques. Les déplacements suivants (seuls sont recensés ceux <strong>de</strong> plus d'1 mois) ont été effectués :<br />
• Détachements:<br />
o Thierry Forveille (2 ans, CFHT, Hawaï),<br />
o Catherine Dougados (18 mois CFHT, Hawaï),<br />
o François Ménard (21 mois CFHT, Hawaï),<br />
o Jean-luc Beuzit (16 mois CFHT, Hawaï),<br />
o Jérôme Bouvier (1 ans CFHT, Hawaï)<br />
o Bertrand Lefloch (3 ans, IRAM, Grena<strong>de</strong>)<br />
• Missions <strong>de</strong> longue durée:<br />
o F.-X. Désert (2mois), F. Malbet (2 mois), P. Kern (2 mois), P. Puget (4 mois)<br />
4.4 Liens avec l'industrie<br />
Sous-traitance et partenariat<br />
Les réalisations mettent le LAOG en relation directe avec les entreprises sous-traitantes sélectionnées<br />
(mécanique, optique...). Dans le cas <strong>de</strong> NAOS en particulier, la préparation <strong>de</strong>s contrats a induit une<br />
connaissance réciproque qui a pu déboucher sur <strong>de</strong>s rapports constructifs. Pour AMBER, une consultance a pu<br />
être <strong>de</strong>mandée à une entreprise (Shaktiware, Marseille) créée par un collègue précé<strong>de</strong>mment impliqué dans<br />
NAOS.<br />
La R&D sur les caméras a été poursuivie pendant ce <strong>quadriennal</strong>, et a occasionnellement permis <strong>de</strong> faire <strong>de</strong><br />
la consultation (entreprise SOFRADIR).<br />
Les travaux <strong>de</strong> R&T menés dans les domaines <strong>de</strong> l'optique adaptative et <strong>de</strong> l'optique intégrée ont permis au<br />
LAOG d'être en rapport avec <strong>de</strong>s industriels ou organismes semi-industriels pour la recherche et les<br />
développements technologiques amont engagés, avec l'objectif d'établir une relation <strong>de</strong> partenariat véritable:<br />
• Projet IONIC: GeeO (GIE avec Schnei<strong>de</strong>r), Teem Photonics, CSO, LETI/CENG<br />
• Projet MMD: LETI/CENG<br />
Le cas du LETI est particulier: une convention <strong>de</strong> collaboration a été signée sur la base <strong>de</strong> l'utilisation <strong>de</strong>s<br />
moyens lourds (salles blanches, microtechnologies) du LETI avec l'ai<strong>de</strong> <strong>de</strong> personnels LAOG pour la<br />
réalisation et les tests. Après quelques années <strong>de</strong> maturation, cette opération est exemplaire en matière <strong>de</strong><br />
complémentarité entre un institut du type du LETI et un laboratoire plus orienté "système" tel que le LAOG<br />
en matière d'optique intégrée et optique adaptative. Cette évolution doit beaucoup à la direction du CENG et<br />
aux relations établies avec elle et responsables concernés.<br />
Ces travaux ont commencé <strong>de</strong> produire <strong>de</strong>s contrats avec les agences (CNES, ESA) <strong>de</strong>stinés à leur permettre<br />
d'utiliser les technologies innovantes mises au point.<br />
28
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
• Optique intégrée: ALCATEL (test <strong>de</strong> nulling pre-Darwin sur financement ESA), CNES<br />
Il faut aussi noter que <strong>de</strong>s allocations <strong>de</strong> thèse ou <strong>de</strong> post-docs ont pu être obtenues auprès <strong>de</strong> certains <strong>de</strong> ces<br />
partenaires (Silas, ALCATEL, CNES).<br />
Valorisation<br />
Une action <strong>de</strong> R&D portant sur une nouvelle approche du contrôle-comman<strong>de</strong> instrumental générique, à base<br />
<strong>de</strong> moyens à bas coût et <strong>de</strong> logiciels du domaine public, et à gran<strong>de</strong> fiabilité, a conduit à une opération <strong>de</strong><br />
valorisation par transfert technologique vers une "jeune pousse" appuyée par le LAOG (J. Bérezné) et<br />
soutenue par l'incubateur grenoblois GRAIN:<br />
• Projet ASCCI: jeune pousse Lork-system (Valence), financement FITT <strong>de</strong> la Région.<br />
Enfin les travaux sur les MMD ont permis d'envisager le dépôt d'un brevet par E. Stadler et J. Charton, la<br />
procédure étant en cours au CNRS fin 2001.<br />
29
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
5 Ressources humaines<br />
L'évolution en cours <strong>de</strong> <strong>quadriennal</strong> est examinée au vu, notamment, <strong>de</strong>s recommandations du Comité<br />
directeur lors <strong>de</strong> l'évaluation du laboratoire en Octobre 1998. Les listes nominatives sont données en Annexe.<br />
5.1 Personnel chercheur<br />
Sur la pério<strong>de</strong> du <strong>quadriennal</strong> (1999-2001), le flux chercheur est <strong>de</strong> +1,5 et les départs en détachement ou<br />
mise à disposition sont équilibrés par les retours.<br />
Recrutements<br />
Le laboratoire a recruté trois chercheurs (2 CNAP et 1 CNRS). En revanche, la baisse du nombre <strong>de</strong> postes<br />
ouverts en physique n’a pas permis l’affichage <strong>de</strong> poste d’enseignant-chercheur <strong>de</strong>puis le début du<br />
<strong>quadriennal</strong> en cours.<br />
Mobilité<br />
Un échange <strong>de</strong> postes, entre C. Nozières et C. Terquem, a eu lieu entre Paris VI et l’UJF permettant <strong>de</strong><br />
régulariser la situation <strong>de</strong> C. Nozières en fonction effective à l’UJF <strong>de</strong>puis le début <strong>de</strong>s années 90. Un<br />
chercheur du LSP (UJF) a rejoint à mi-temps le LAOG. Deux chercheurs, mis à disposition du CFHT, sont<br />
rentrés au LAOG.<br />
Deux chercheurs sont partis du laboratoire: un chercheur CNRS (pour la direction <strong>de</strong> l’Observatoire <strong>de</strong><br />
Bor<strong>de</strong>aux) et un enseignant-chercheur (par l'échange cité). Un astronome est parti au CFHT (en principe en<br />
mise à disposition mais son statut n'a pu encore être régularisé en Janvier <strong>2002</strong>, soit 2 ans après son départ),<br />
un enseignant-chercheur est parti pour un an, peut-être <strong>de</strong>ux, en détachement au CNRS <strong>de</strong> Tarbes.<br />
Départs à la retraite<br />
Aucun départ à la retraite n’a eu lieu lors du <strong>quadriennal</strong> en cours. Le prochain <strong>quadriennal</strong> peut en revanche<br />
connaître 2 à 4 départs (cf. pyrami<strong>de</strong> <strong>de</strong>s âges plus loin).<br />
5.2 Personnel technique et administratif<br />
Sur la pério<strong>de</strong> du <strong>quadriennal</strong>, le flux ITA est <strong>de</strong> +5, malgré 1 départ à la retraite et <strong>de</strong>ux départs par mobilité.<br />
Recrutements<br />
Le laboratoire a continué <strong>de</strong> croître rapi<strong>de</strong>ment en personnel technique et administratif pendant le<br />
<strong>quadriennal</strong> en cours. Plusieurs personnels techniques sont arrivés sur <strong>de</strong>s postes AFIP (2 AI CNRS) ou <strong>de</strong>s<br />
recrutements (1IE MEN, 1 IE CNRS). Le déficit en personnel administratif, fortement souligné lors <strong>de</strong><br />
l’évaluation précé<strong>de</strong>nte, a été comblé par trois recrutements (2 Ag.Adm MEN, 1 TCN CNRS), portant<br />
l'équipe administrative à 4 personnes et permettant une structuration véritable. Le déficit en personnel <strong>de</strong><br />
niveau T et AI a diminué, améliorant la proportion <strong>de</strong> T et AI au regard du nombre d’IE et IR (8 vs 11). Un<br />
emploi-jeune a été mis en place (mi-temps LAOG, mi-temps OSU).<br />
Deux départs (IR: 1 MEN, 1 CNRS) ont eu lieu par AFIP (SPI -> SDU) ou mobilité interne à l’OSUG<br />
(LAOG -> LGGE).<br />
Le groupe d’ITA/IATOS du LAOG, passé <strong>de</strong> 3 agents en 1991 à 16 à l’automne 1998, est dorénavant <strong>de</strong> 21.<br />
La plupart <strong>de</strong>s corps <strong>de</strong> métiers nécessaires aux activités prévues sont représentés. L’état <strong>de</strong>s lieux plus<br />
détaillés et la stratégie <strong>de</strong> la composante technique sont détaillés à la section « Moyens ».<br />
30
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
Départs à la retraite<br />
Un départ à la retraite a eu lieu lors du <strong>quadriennal</strong> en cours (en 2001). Le prochain <strong>quadriennal</strong> <strong>de</strong>vrait<br />
connaître 2 départs (cf. pyrami<strong>de</strong> <strong>de</strong>s âges plus loin). Le cas <strong>de</strong> l’IE informatique système est à souligner ; le<br />
contexte est détaillé dans la section consacrée aux moyens informatiques.<br />
Répartition <strong>de</strong>s corps<br />
Pour les personnels MEN, les corps indiqués sont les corps équivalents du CNRS. Il faut noter que la<br />
composante technique du LAOG est pour l'exacte moitié <strong>de</strong>s ingénieurs d'étu<strong>de</strong> ou <strong>de</strong> recherche (dont la<br />
moitié IR1 ou IR0).<br />
Corps AJT, AGT T AI IE IR Total<br />
Nombre 3 4 4 5 6 22<br />
5.3 Récapitulatif <strong>de</strong>s personnels permanents<br />
Le tableau ci-<strong>de</strong>ssous présente la composition <strong>de</strong> l’unité prévue au 1 Février 2003, incluant l'évolution<br />
prévisible en <strong>2002</strong>: arrivée programmée par l'INSU d'un IR informaticien, présence à mi-temps d'un<br />
chercheur S04 du LSP (L. Wiesenfeld), départ d'un IR (P. Puget) au CFHT. Le décompte inclus 2 personnes,<br />
contractuels ou invités/associés longue duré (plus d'une année) ainsi que les 3 chercheurs détachés ou mis à<br />
disposition (à l'IRAM) <strong>de</strong> façon indéfinie. Deux d'entre eux étant susceptibles d'être remplacés par <strong>de</strong>s<br />
invités ou associés, le chiffre ci-<strong>de</strong>ssous correspond à une unité près au nombre <strong>de</strong> personnes effectivement<br />
gérées par le LAOG à un moment donné.<br />
CORPS<br />
ENSEIGNEMENT<br />
SUPERIEUR<br />
CNRS<br />
TOTAL<br />
Professeurs 5 5<br />
Maîtres <strong>de</strong> conférences 6 6<br />
Astronomes 6 6<br />
Astronomes-Adjoints 6 6<br />
Directeurs <strong>de</strong> recherche 4 4<br />
Chargés <strong>de</strong> recherche 9,5 9,5<br />
Ingénieurs 2 12 15<br />
techniciens et administratifs 2 5 7<br />
Autres: Assistants, visiteurs 1 0 1<br />
TOTAL 28 31,5 59,5<br />
Doctorants 19<br />
Il faut noter que le LAOG reçoit en outre <strong>de</strong> 2 à 4 invités courte durée (typiquement 1 à 3 mois) par an,<br />
généralement mais pas exclusivement, sur postes UJF (cf. D-2.2), ainsi que 1 à 2 ATER et plus d'une<br />
vingtaine <strong>de</strong> stagiaires. Le laboratoire abrite donc en moyenne l'équivalent <strong>de</strong> 6 à 7 personnes<br />
supplémentaires, portant le nombre <strong>de</strong> personnes gérées par l'administration et l'informatique à 85.<br />
31
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
PYRAMIDE DES AGES LAOG<br />
10<br />
10<br />
9<br />
Nombre par<br />
Tranche<br />
8<br />
7<br />
6<br />
5<br />
4<br />
3<br />
2<br />
1<br />
0<br />
0<br />
5<br />
0<br />
0<br />
0<br />
2<br />
2<br />
5<br />
4<br />
6<br />
4<br />
4<br />
3<br />
4<br />
2<br />
2<br />
2<br />
ITA<br />
Chercheurs<br />
20-23<br />
24-27<br />
28-31<br />
32-35<br />
36-39<br />
40-43<br />
44-47<br />
Tranche d'Ages<br />
48-51<br />
0<br />
1<br />
1<br />
1<br />
52-55<br />
56-59<br />
60-63<br />
64-67<br />
0<br />
0 Chercheurs<br />
ITA<br />
20-23 24-27 28-31 32-35 36-39 40-43 44-47 48-51 52-55 56-59 60-63 64-67<br />
ITA 0 0 5 2 4 4 4 0 1 1 1 0<br />
Chercheurs 0 0 2 5 6 10 3 4 2 2 2 0<br />
Pyrami<strong>de</strong> <strong>de</strong>s âges<br />
80<br />
70<br />
60<br />
Doctorants<br />
ITA/IATOS<br />
Astronomes<br />
Enseignants-chercheurs<br />
Chercheurs<br />
50<br />
40<br />
30<br />
20<br />
10<br />
0<br />
1989 1990 1991 1992 1993 1994 1995 1996 1997 1998 1999 2000 2001 <strong>2002</strong><br />
Doctorants 6 9 13 14 16 17 13 15 17 21 17 13 17 18<br />
ITA/IATOS 4 4 4 7 7 8 11 13 13 16 18 20 21 22<br />
Astronomes 2 2 4 5 7 8 8 7 8 10 11 12 12 13<br />
Enseignants-chercheurs 6 7 9 8 9 10 11 11 11 12 12 11 11 11<br />
Chercheurs 2 4 6 7 10 11 13 13 11 12 12 12 13 13<br />
Evolution à 12 ans<br />
32
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
5.4 Analyse <strong>de</strong> l'évolution<br />
5.4.1 Pyrami<strong>de</strong> <strong>de</strong>s âges<br />
La pyrami<strong>de</strong> <strong>de</strong>s âges (cf. page précé<strong>de</strong>nte), pour les personnels permanents, est arrêtée au 1 Janvier <strong>2002</strong>.<br />
La moyenne d’âge globale est <strong>de</strong> 41 ans, celles <strong>de</strong>s chercheurs <strong>de</strong> 42 ans et celle <strong>de</strong>s ITAs <strong>de</strong> 40 ans (calcul<br />
fait sur les personnes effectivement présentes au laboratoire). Lors <strong>de</strong> l’évaluation précé<strong>de</strong>nte (en Octobre<br />
1998), la moyenne d’âge globale était <strong>de</strong> 40 ans: en 3 ans, elle a augmenté <strong>de</strong> 1 an, traduisant le fait que<br />
malgré un niveau soutenu <strong>de</strong> recrutements, les départs à la retraite sont restés faibles.<br />
La moyenne d'âge, en comprenant les thésitifs, est <strong>de</strong> 38 ans.<br />
5.4.2 Evolution à 12 ans<br />
Un autre élément d'analyse <strong>de</strong> l'évolution du LAOG provient <strong>de</strong> la comparaison <strong>de</strong> l'évolution sur le<br />
<strong>quadriennal</strong> en cours avec celle <strong>de</strong>s 3 pério<strong>de</strong>s précé<strong>de</strong>ntes, sur 12 ans. Le tableau ci-<strong>de</strong>ssus montre la<br />
croissance par corps, y compris les thésitifs (et les 3 personnes détachées, 1 CNRS, 1 Ens. Ch., 2<br />
Astronomes).<br />
La croissance globale approche un facteur 4 mais la situation varie suivant les corps: la croissance <strong>de</strong>s ITAs<br />
est très soutenue, conséquence <strong>de</strong> la politique <strong>de</strong> développement d'une composante technique orientée vers la<br />
HRA, la croissance <strong>de</strong> chercheurs du CNAP est également remarquable, logiquement liée au développement<br />
<strong>de</strong> Services d'observation associés à la réalisation instrumentale et au traitement <strong>de</strong> données.<br />
La croissance en personnels CNRS comme en Enseignants-chercheurs UJF tend à stagner <strong>de</strong>puis 1995: les<br />
recrutements ou mobilité CNRS ont été mo<strong>de</strong>stes d'une part et compensent d'autre part exactement les<br />
départs (Bertout, Castets), par ailleurs la politique <strong>de</strong> l'UJF est <strong>de</strong>venue défavorable à la physique <strong>de</strong>puis<br />
quelques années, entraînant la réduction <strong>de</strong>s possibilités d'ouverture <strong>de</strong> postes dans les sections marginales<br />
(29 e , 30 e , 34 e ) et notamment en astrophysique et le redéploiement, qui empêche dorénavant <strong>de</strong> récupérer les<br />
supports vacants, par exemple les postes <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux maîtres <strong>de</strong> conférences promus à l'IUF.<br />
Les profils décrits dans ce chapitre, repris brièvement dans le tableau suivant, ont été communiqués à la<br />
Section 14 et au Directeur du département SDU à la mi-2001 en réponse à la <strong>de</strong>man<strong>de</strong> <strong>de</strong> prospective sur les<br />
fléchages <strong>de</strong> postes. Ils résultent pour l'essentiel <strong>de</strong> réflexions menées par le Conseil du laboratoire. Il faut<br />
souligner la part importante <strong>de</strong> profils interdisciplinaires: le LAOG est désireux que soit menée une politique<br />
volontariste d'ouverture <strong>de</strong> postes <strong>de</strong> ce type afin <strong>de</strong> répondre à <strong>de</strong>s besoins typiquement <strong>de</strong> cette nature et<br />
qu'il est impossible, ou pour le moins difficile, <strong>de</strong> pourvoir actuellement par les canaux <strong>de</strong> recrutement<br />
traditionnels.<br />
Section(s) CNRS<br />
S14<br />
S14<br />
S14<br />
Intersections<br />
Intersections<br />
S14 et S8<br />
Profil<br />
Formation stellaire et planétaire<br />
Objets <strong>de</strong> très faible masse et planètes extrasolaires<br />
Simulation numérique (magnéto-)hydrodynamique<br />
Modélisation <strong>de</strong> processus moléculaires collisionnels et réactifs<br />
Traitement du signal pour l’interférométrie<br />
Micro-optique pour l’astronomie<br />
33
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
5.5 Prospective en postes chercheur<br />
5.5.1 Profils Section 14 du CNRS (ou 34 du CNU)<br />
Formation stellaire et planétaire<br />
La question <strong>de</strong> la formation <strong>de</strong>s étoiles et <strong>de</strong>s planètes s'est vue profondément modifiée au cours <strong>de</strong>s 10/15<br />
<strong>de</strong>rnières années par les découvertes successives <strong>de</strong> disques <strong>de</strong> poussière et <strong>de</strong> gaz autour d'étoiles jeunes,<br />
l'observation "directe" <strong>de</strong> disques, et la découverte <strong>de</strong> naines brunes et d'exoplanètes. Ces découvertes ont été<br />
accompagnées <strong>de</strong> progrès tout aussi spectaculaires dans la modélisation théorique <strong>de</strong> ces objets. La<br />
communauté française occupe une bonne place tant dans l'effort observationnel que dans les travaux <strong>de</strong><br />
modélisation.<br />
Il n'est donc pas étonnant que ce thème soit affiché comme prioritaire à la fois nationalement et<br />
internationalement: il regroupe <strong>de</strong>ux <strong>de</strong>s cinq thèmes i<strong>de</strong>ntifiés au colloque <strong>de</strong> prospective d'Arcachon, et se<br />
trouve au carrefour <strong>de</strong>s préoccupations <strong>de</strong> trois programmes nationaux (PNPS, PNP, PCMI); par ailleurs, il<br />
constitue l'un <strong>de</strong>s thèmes prioritaires pour les nouvelles générations d'instruments, tels que HERSCHEL, le<br />
VLTI, le KECK, ALMA, ou le NGST.<br />
Dans ce contexte <strong>de</strong> forte compétition internationale, la communauté française doit être capable <strong>de</strong> mobiliser<br />
<strong>de</strong>s chercheurs pouvant apporter un soutien scientifique aux développements <strong>de</strong>s très grands équipements, en<br />
particulier en ce qui concerne les techniques <strong>de</strong> haute résolution angulaire; cette compétence doit également<br />
leur permettre <strong>de</strong> tirer le meilleur parti <strong>de</strong> ces instruments, tant sur le plan purement observationnel que sur<br />
celui <strong>de</strong> la modélisation <strong>de</strong>s données.<br />
Malgré la longue tradition française dans le domaine <strong>de</strong> la physique stellaire, notre communauté est<br />
néanmoins sous-représentée en chercheurs présentant ce double profil; un fléchage <strong>de</strong> poste sur ce type <strong>de</strong><br />
profil est donc nécessaire pour bénéficier pleinement sur le plan scientifique <strong>de</strong> l'investissement<br />
particulièrement important qui a été opéré sur le développement <strong>de</strong>s très grands équipements <strong>de</strong> notre<br />
discipline.<br />
Objets <strong>de</strong> très faible masse et planètes extrasolaires<br />
Les étoiles <strong>de</strong> très faible masse, les naines brunes et les planètes extra-solaires sont <strong>de</strong>venues en quelques<br />
années un champ <strong>de</strong> l'astrophysique extrêmement actif du fait <strong>de</strong> progrès observationnels spectaculaires<br />
concernant le sujet.<br />
Ces objets interviennent en effet dans <strong>de</strong> nombreux domaines: diagnostic du processus <strong>de</strong> formation <strong>de</strong>s<br />
étoiles et <strong>de</strong>s planètes, physique <strong>de</strong>s intérieurs stellaires dégénérés et <strong>de</strong>s atmosphères <strong>de</strong>nses et très froi<strong>de</strong>s,<br />
problème <strong>de</strong> la matière sombre galactique...<br />
L'étu<strong>de</strong> conjointe <strong>de</strong> ces trois types d'objets est un atout pour la compréhension <strong>de</strong> processus complexes,<br />
parmi lesquels peuvent être notamment cités :<br />
un processus <strong>de</strong> formation commun <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> très faible masse (~0.3 M o ) jusqu'à <strong>de</strong>s objets isolés <strong>de</strong><br />
masse planétaire (10 masses <strong>de</strong> Jupiter, voir moins) est pressenti car la fonction <strong>de</strong> masse d'amas jeunes<br />
présente une pente unique sur l'intégralité <strong>de</strong> ce domaine <strong>de</strong> masse. Une étu<strong>de</strong> plus approfondie <strong>de</strong>s fonctions<br />
<strong>de</strong> masse ainsi que <strong>de</strong>s statistiques <strong>de</strong> binarité <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> très faible masse, naines brunes et planètes<br />
isolées est nécessaire pour mieux comprendre ce processus <strong>de</strong> formation.<br />
Etoiles <strong>de</strong> très faible masse, naines brunes et planètes géantes ont en commun une physique très complexe,<br />
associant <strong>de</strong>s intérieurs dégénérés et <strong>de</strong>s atmosphères <strong>de</strong>nses et froi<strong>de</strong>s où se produisent <strong>de</strong>s phénomènes<br />
météorologiques: chimie complexe avec formation <strong>de</strong> nuages et d'aérosols, dynamique incluant <strong>de</strong>s<br />
phénomènes <strong>de</strong> con<strong>de</strong>nsation. Une étu<strong>de</strong> globale <strong>de</strong>s atmosphères tout au long <strong>de</strong> cette séquence apporte <strong>de</strong>s<br />
contraintes précieuses en fonction <strong>de</strong>s températures et ainsi <strong>de</strong> beaucoup mieux appréhen<strong>de</strong>r, notamment, la<br />
physique <strong>de</strong>s planètes géantes.<br />
Les contraintes observationnelles à apporter à ces domaines <strong>de</strong> recherche sont nombreuses et peuvent aller<br />
<strong>de</strong>s comptages stellaires pour déterminer les fonctions <strong>de</strong> masse, ou <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s <strong>de</strong> statistique <strong>de</strong> binarité à <strong>de</strong>s<br />
34
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
mesures <strong>de</strong>s paramètres stellaires (spectres, rayons, masses, température, etc...) pour contraindre la physique<br />
stellaire.<br />
Ce sujet est appelé à subir une importante évolution dans les années à venir grâce aux télescopes <strong>de</strong> classe<br />
10m et plus (VLT, NG-CFHT, OWL, etc...) autorisant l'obtention d'observations <strong>de</strong> qualité pour ces objets très<br />
faibles, au développement <strong>de</strong> l'interférométrie qui <strong>de</strong>vrait pouvoir assurer l'obtention <strong>de</strong>s premiers spectres<br />
<strong>de</strong> planètes extrasolaires et à l'arrivée <strong>de</strong>s caméras grand champ sur les télescopes <strong>de</strong> 4m (MEGACAM,<br />
WIRCAM au CFHT par ex.) permettant <strong>de</strong>s relevés suffisamment profonds pour détecter <strong>de</strong>s naines brunes <strong>de</strong><br />
quelques centaines <strong>de</strong> <strong>de</strong>grés Kelvin.<br />
Un profil convenant le mieux au besoin sera celui d'un observateur-modélisateur travaillant en association<br />
avec les équipes théoriques en physique stellaire et atmosphères.<br />
Simulation numérique (magnéto)hydrodynamique :<br />
La physique <strong>de</strong>s flui<strong>de</strong>s, magnétisés ou non, joue un rôle très important dans les thèmes abordés au LAOG,<br />
et qui concernent principalement les milieux dilués: disques d’accrétion et jets (tant pour les étoiles en<br />
formation que les noyaux actifs <strong>de</strong> galaxie), milieu interstellaire, et plus particulièrement ses régions <strong>de</strong><br />
formation stellaire. Pour la plupart <strong>de</strong> ces thèmes, une compréhension fine <strong>de</strong>s problèmes <strong>de</strong> stabilité, surtout<br />
dans les phases nonlinéaires, et <strong>de</strong> transport, en particulier <strong>de</strong> transport turbulent, ne peut se développer que<br />
par une interaction entre réflexion théorique et simulation numérique. Pour ne citer que quelques exemples<br />
récents, la simulation numérique a profondément modifié nos conceptions <strong>de</strong> la turbulence MHD dans le<br />
milieu interstellaire et dans les disques, du phénomène dynamo dans les disques, ou <strong>de</strong> la stabilité à long<br />
terme <strong>de</strong>s jets ; par ailleurs <strong>de</strong>s problèmes particulièrement complexes tels que celui <strong>de</strong> l’interaction d’un<br />
disque magnétisé avec la magnétosphère <strong>de</strong> l’objet autour duquel il gravite, commencent à être abordés.<br />
Une double révolution s’est accomplie au cours <strong>de</strong>s vingt <strong>de</strong>rnières années. D’un côté, la communauté<br />
astrophysique a réalisé le rôle central, voire moteur, que joue le champ magnétique dans la dynamique <strong>de</strong>s<br />
flui<strong>de</strong>s astrophysiques, et sa capacité à affecter <strong>de</strong> façon quelquefois dramatique la physique <strong>de</strong> certains<br />
problèmes par rapport à leur équivalent hydrodynamique. Par ailleurs, le gain continuel <strong>de</strong> puissance <strong>de</strong>s<br />
calculateurs a progressivement permis d’attaquer <strong>de</strong> front la question <strong>de</strong> la production <strong>de</strong> simulations MHD<br />
3D directes. A l’heure actuelle, quelques co<strong>de</strong>s performant existent en astrophysique, principalement aux<br />
différences finies, tels que le co<strong>de</strong> ZEUS.<br />
Dans les dix ou quinze prochaines années, <strong>de</strong>ux créneaux sont amenés à se développer: celui <strong>de</strong>s simulations<br />
globales, en particulier par <strong>de</strong>s métho<strong>de</strong>s d’adaptation du pas <strong>de</strong> grille, ou par <strong>de</strong>s métho<strong>de</strong>s <strong>de</strong> type SPH<br />
propres à la MHD, et celui <strong>de</strong>s simulations idéales mais détaillées <strong>de</strong> processus fondamentaux, couplées à<br />
une approche phénoménologique et/ou théorique <strong>de</strong> ces processus, et à leurs applications astrophysiques. La<br />
première approche suppose <strong>de</strong>s moyens humains et matériels lourds, et sera vraisemblablement développée<br />
par <strong>de</strong>s équipes dédiées. La <strong>de</strong>uxième approche est tout à fait abordable par le biais <strong>de</strong>s co<strong>de</strong>s existants<br />
actuellement, et se montre déjà très prometteuse tant sur le plan <strong>de</strong> la recherche théorique qu’elle suscite que<br />
sur celui <strong>de</strong>s applications astrophysiques (voir, par exemple, les nouvelles théories dynamo dans les disques<br />
proposées dans la littérature récente).<br />
Le recrutement d’un jeune chercheur sur ce <strong>de</strong>uxième type d’activité, avec une formation à l’utilisation et à<br />
l’adaptation <strong>de</strong> co<strong>de</strong>s lourds, serait particulièrement adaptée et productive au LAOG, <strong>de</strong> par l’expertise à la<br />
fois théorique, modélisatrice et observationnelle regroupée sur les thèmes mentionnés en introduction, et <strong>de</strong><br />
part l’investissement déjà effectué par l’équipe « SHERPAS » sur cette question, en particulier sur le co<strong>de</strong><br />
ZEUS, maintenant implanté au laboratoire, et qui est très adapté à l’ensemble <strong>de</strong> ces problèmes. Par ailleurs,<br />
ce recrutement permettrait <strong>de</strong> combler partiellement le retard accumulé sur le plan national dans ce type<br />
d’expertise.<br />
5.5.2 Profils interdisciplinaires<br />
Modélisation <strong>de</strong> processus moléculaires collisionnels et réactifs<br />
Les observatoires HERSCHEL et ALMA vont ouvrir <strong>de</strong> nouvelles perspectives sur l'astrophysique moléculaire<br />
en longueur d'on<strong>de</strong>, en sensibilité et en résolution.<br />
35
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
HERSCHEL ouvrira <strong>de</strong> nouvelles fenêtres spectrales, et permettra l'étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s molécules présentes dans notre<br />
atmosphère, notamment l'eau, dans <strong>de</strong>s conditions très variées d'excitation. Alma permettra une étu<strong>de</strong> à haute<br />
résolution <strong>de</strong>s associations spatiales, et <strong>de</strong>vrait ainsi permettre <strong>de</strong> préciser le rôle mutuel <strong>de</strong> la physicochimie<br />
en phase gazeuse et sur les grains, aussi bien dans les régions choquées que dans les objets jeunes et<br />
les disques d'accrétion.<br />
Pour anticiper cette exploration <strong>de</strong> l'univers moléculaire et <strong>de</strong> l'héritage <strong>de</strong> la chimie du milieu interstellaire<br />
dans la formation <strong>de</strong>s systèmes planétaires, un effort <strong>de</strong> modélisation amont sur les processus physicochimiques<br />
et sur le renouvellement <strong>de</strong>s bases <strong>de</strong> données associées est indispensable, notamment concernant<br />
les taux <strong>de</strong> collision et <strong>de</strong> réaction dans le gaz et sur les surfaces <strong>de</strong>s grains.<br />
Le ou les chercheurs recrutés définiront les priorités en collaboration avec toute la communauté, en<br />
particulier au sein du programme national PCMI, et établiront <strong>de</strong>s collaborations européennes aux interfaces<br />
<strong>de</strong> la physique et <strong>de</strong> la chimie pour les traiter. Ils participeront ensuite aux efforts <strong>de</strong> toute la communauté<br />
pour réaliser <strong>de</strong>s observations originales avec HERSCHEL et ALMA, et pour préparer les générations suivantes<br />
d'observatoires "moléculaires", notamment DARWIN.<br />
Ce profil pourrait être affiché en commun avec une section <strong>de</strong> chimie.<br />
Traitement du signal pour l’interférométrie<br />
L'interférométrie optique entre dans une phase ou elle va être ouverte au plus grand nombre notamment<br />
grâce aux développements VLTI. Les instruments AMBER et MIDI et leur environnement ont été conçus dans<br />
cet objectif. L'utilisation bientôt intensive <strong>de</strong> l'interférométrie commence à engendrer <strong>de</strong>s besoins nouveaux<br />
en traitement du signal en aval <strong>de</strong> la chaîne d'observation :<br />
• précisions requises accrues <strong>de</strong> <strong>de</strong>ux ordres <strong>de</strong> gran<strong>de</strong>ur (haute dynamique),<br />
• élargissement du champ d'observation notamment par <strong>de</strong>s techniques <strong>de</strong> "mosaiçage",<br />
• utilisation d'observables relativement nouvelles comme la clôture <strong>de</strong> phase,<br />
• préparation <strong>de</strong>s observations et à la réduction <strong>de</strong>s données sous forme <strong>de</strong> simulations réalistes,<br />
• connaissance précise voire prédictive <strong>de</strong> la physique <strong>de</strong> l'atmosphère turbulente,<br />
• connaissance fine <strong>de</strong> l'instrument par modélisation ("end-to-end"): optique guidée, grand champ,<br />
estimateurs optimaux,...<br />
Par ailleurs, il s'agit d'anticiper la secon<strong>de</strong> génération d'instruments du VLTI qui <strong>de</strong>vraient pointer vers <strong>de</strong>s<br />
domaines ou un traitement du signal très spécifique est essentiel:<br />
• reconstruction d'image (et problèmes inverses),<br />
• extension vers les longueurs d'on<strong>de</strong> visible,<br />
• extension du champ d'observation.<br />
Ces travaux nécessitent une action forte <strong>de</strong> la communauté à la hauteur <strong>de</strong>s espoirs <strong>de</strong>s astronomes nonspécialistes,<br />
associés aux objectifs astrophysiques tels que l'étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s noyaux actifs <strong>de</strong> galaxie (sensibilité,<br />
champ, reconstruction d'image), la caractérisation d'exoplanètes (précision, dynamique,...) et la formation<br />
stellaire (reconstruction d'image, dynamique).<br />
Ils requièrent une approche robuste du traitement du signal, faisant appel à l'expertise <strong>de</strong> la communauté<br />
"mathématiques appliqués" conjuguée à celle <strong>de</strong>s interférométristes instrumentalistes, imposant une<br />
démarche qualité propre aux grands projets.<br />
Il est nécessaire pour cela <strong>de</strong> recruter un ou <strong>de</strong>s chercheurs à la frontière <strong>de</strong> ces <strong>de</strong>ux profils.<br />
Dans le futur, le ou les chercheurs recrutés seront à même <strong>de</strong> participer aux efforts <strong>de</strong> l'interférométrie<br />
millimétrique (ALMA), <strong>de</strong>s très grands télescopes (NG-CFHT, OWL) ainsi que <strong>de</strong>s missions spatiales<br />
(DARWIN).<br />
Micro-optique pour l’astronomie<br />
Dans le développement <strong>de</strong>s instruments pour les très grands télescopes, mais aussi pour les missions<br />
spatiales, la micro-optique <strong>de</strong>vient un atout considérable, notamment pour les instruments d'optique<br />
adaptative et d'interférométrie. Il nous semble indispensable <strong>de</strong> recruter <strong>de</strong>s chercheurs associant une<br />
compétence en micro-optique ainsi qu'une maîtrise <strong>de</strong>s objectifs astrophysiques.<br />
Le premier axe s'inscrit dans le développement <strong>de</strong> l'instrumentation dédié aux réseaux <strong>de</strong> télescopes utilisés<br />
en mo<strong>de</strong> interférométrique (VLTI et Darwin essentiellement dans le cadre européen). Dans ce cas, on utilise<br />
36
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
le potentiel <strong>de</strong> l'optique guidée planaire pour la recombinaison monomo<strong>de</strong> <strong>de</strong> faisceaux et pour les fonctions<br />
associées <strong>de</strong> métrologie <strong>de</strong> l'instrument.<br />
Le second axe concerne la mise en place <strong>de</strong> l'optique adaptative <strong>de</strong> nouvelle génération. Le point critique<br />
limitant significativement la réalisation <strong>de</strong>s futurs instruments d'observation pour l'astronomie concerne les<br />
systèmes d'optique adaptative qui leur seront associés. Ces grands collecteurs ne seront utilisables que<br />
moyennant <strong>de</strong>s progrès significatifs en terme <strong>de</strong> système et <strong>de</strong> miroirs déformables. La France possè<strong>de</strong> une<br />
avance notable dans ce domaine.<br />
Ces besoins dans le domaine <strong>de</strong> la micro-optique impliquent un partenariat étroit entre les laboratoires SDU<br />
et les laboratoires CNRS, ou autres, spécialistes <strong>de</strong>s technologies requises. Les laboratoires partenaires<br />
permettent la réalisation <strong>de</strong> composants spécifiques à nos besoins au moyen <strong>de</strong> leurs équipements lourds.<br />
Une interaction efficace requiert <strong>de</strong> maîtriser leur domaine et d'être capable d'intervenir dans les différentes<br />
phases <strong>de</strong> conception, <strong>de</strong> réalisation et <strong>de</strong> conception <strong>de</strong>s composants.<br />
Pour tous ces sujets, il nous semble indispensable <strong>de</strong> recruter un chercheur qui possè<strong>de</strong> <strong>de</strong> soli<strong>de</strong>s<br />
compétences dans les domaines suivants:<br />
• instrumentation pour l'astronomie,<br />
• micro-technologies appliquées à l'optique,<br />
• techniques à haute résolution angulaire.<br />
Il doit permettre un dialogue <strong>de</strong> qualité entre les partenaires concernés. Il pourra ainsi intervenir à tous les<br />
niveaux <strong>de</strong> la chaîne <strong>de</strong>puis l'élaboration <strong>de</strong>s objectifs instrumentaux jusqu'à la réalisation <strong>de</strong> dispositifs<br />
adaptés au mieux à nos besoins.<br />
Ce profil correspond à un fléchage commun avec une section d'optique.<br />
5.6 Prospective en postes ITA<br />
L’évolution du groupe technique et la prospective instrumentale a conduit à une prospective en postes ITA<br />
(CNRS ou MEN), communiquée à l’INSU et à l’OSUG courant 2001. Elle est résumée, mise à jour au vu <strong>de</strong>s<br />
évolutions récentes, dans le tableau suivant. L’ordre <strong>de</strong>s profils traduit la priorité <strong>de</strong>s besoins. Le départ <strong>de</strong> P.<br />
Puget, assumant la direction technique et plusieurs responsabilités <strong>de</strong> chef projet, est pris en compte ici.<br />
Trois <strong>de</strong>s postes concernent <strong>de</strong>s <strong>de</strong>man<strong>de</strong>s <strong>de</strong> type ITARF/IATOS, les autres <strong>de</strong>s postes ITAs CNRS.<br />
Niveau Métier Destination Année<br />
AI Informaticien JMMC – Développement et groupe projet 2003 / P1<br />
T Mécanicien Groupe projet 2003 / 04<br />
AGT Secrétariat Service administratif 2003/04<br />
IE Informaticien système Service informatique du LAOG 2004<br />
AI Electronique/contrôle Groupe projet 2005<br />
IR Informaticien JMMC – Développement et groupe projet 2006<br />
T Informatique Web Service informatique du LAOG (+OSUG) 2003 à +<br />
T Maintenance Services généraux (+ OSUG) 2003 à +<br />
Tableau ITA (cf. 5.5)<br />
5.6.1 AI Informaticien développement - Bap E<br />
Destination:<br />
Année: 2003<br />
Centre d’expertise en interférométrie optique (JMMC)<br />
Justification: Besoins du centre d’expertise en interférométrie (centre Jean-Marie Mariotti ou JMMC) que le<br />
LAOG, l’Observatoire <strong>de</strong> Nice et 8 autres laboratoires ont créé avec l’appui <strong>de</strong> l’INSU en 2000 pour répondre<br />
37
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
aux besoins multiples <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong> données, <strong>de</strong> recherche algorithmique, <strong>de</strong> formation et <strong>de</strong> services<br />
divers requis par l’exploitation optimale <strong>de</strong>s grands interféromètres optiques (notamment le VLTI). La gestion<br />
du JMMC repose <strong>de</strong> façon importante sur le LAOG. Son développement se fera avec une recherche <strong>de</strong><br />
synergie avec le centre ADACE que l’IRAM <strong>de</strong>vrait mettre en place pour l’exploitation d’ALMA. Une équipe<br />
<strong>de</strong> chercheurs est déjà impliquée au LAOG dans l’activité <strong>de</strong> ce centre. En revanche, le travail informatique<br />
proprement dit requiert <strong>de</strong>s personnels <strong>de</strong> métier informatique dont nous estimons le besoin à 10 ingénieurs<br />
et assistants-ingénieurs au total (tous sites confondus) dont partie à Grenoble.<br />
Un poste d’IE est en place et appuiera le JMMC à raison <strong>de</strong> 80% à compter <strong>de</strong> la fin du projet AMBER. Un<br />
poste IR chef projet est ouvert cet année. Le poste d’AI <strong>de</strong>mandé ici correspond aux tâches <strong>de</strong> codage <strong>de</strong>s<br />
logiciels et <strong>de</strong> participation à la mise en place et à fonctionnement <strong>de</strong>s services prévus (dont la maintenance<br />
informatique).<br />
Profil : Profil généraliste permettant d’assurer le codage d’algorithmes au sein <strong>de</strong> modules et via <strong>de</strong>s<br />
métho<strong>de</strong>s définies par <strong>de</strong>s ingénieurs<br />
Formation: DUT avec formation standard à la mise en place algorithmique et au codage <strong>de</strong> logiciels <strong>de</strong><br />
traitement <strong>de</strong> données<br />
Tutelle :<br />
CNRS<br />
5.6.2 T Mécanicien - Bap C<br />
Destination:<br />
Groupe projet <strong>de</strong> développement instrumental<br />
Année: 2003 (en priorite 2) ou 2004<br />
Type :<br />
Création : casca<strong>de</strong> liée à départ à la retraite<br />
Justification: L’évolution <strong>de</strong>s responsabilité au sein du groupe projet, avec le passage <strong>de</strong> l’ingénieur<br />
mécanicien à <strong>de</strong>s responsabilités projets ne lui permettront plus d’assurer toutes les taches <strong>de</strong> <strong>de</strong>sign<br />
mécanique qu’il avait jusqu’à maintenant. Le technicien <strong>de</strong> bureau d’étu<strong>de</strong> qui vient d’être promu AI pourra<br />
assumer ces taches, mais ceci se fera au détriment <strong>de</strong> certaines taches <strong>de</strong> réalisation et <strong>de</strong> montage qu’il<br />
effectuait jusqu’à maintenant. Le technicien recruté ayant une formation Bac Technique ou Professionnel, en<br />
fabrication mécanique, assurera la réalisation <strong>de</strong> pièces ou <strong>de</strong> sous-ensembles. Il participera aussi au montage<br />
et à l’ajustage <strong>de</strong> système plus importants. Il pourra être intégré au bureau d’étu<strong>de</strong> pour faire les <strong>de</strong>ssins <strong>de</strong><br />
détails ou la mise en plan sur les outils CAO du laboratoire.<br />
Profil :<br />
Formation:<br />
Technicien <strong>de</strong> réalisation mécanique<br />
Bac Professionnel ou Bac Technique en fabrication mécanique<br />
Compétences :<br />
• Maîtrise du travail sur machines outils<br />
• capacité à participer au montages et à l’ajustage nécessaire pour <strong>de</strong> l’instrumentation opto-mécanique<br />
• bonne connaissance en <strong>de</strong>ssin industriel<br />
• <strong>de</strong>s connaissances en CAO/DAO seraient appréciées.<br />
Tutelle :<br />
CNRS<br />
5.6.3 AGT Administratif<br />
Destination : Appui administratif <strong>de</strong>s projets<br />
Année: 2003 souhaitable, indispensable en 2004<br />
Justification : Une activité importante du LAOG est <strong>de</strong> nature technique et concerne la réalisation <strong>de</strong> projets<br />
lourds au sein <strong>de</strong> consortia regroupant plusieurs laboratoires (NAOS, AMBER…) et d’autre part une activité<br />
soutenue <strong>de</strong> R&D en collaboration avec <strong>de</strong>s laboratoires et <strong>de</strong>s entreprises en vue d’applications à<br />
l’instrumentation astronomique et <strong>de</strong> valorisation. Cette activité génère une quantité notable <strong>de</strong><br />
documentation standardisée ainsi que <strong>de</strong> tâches administratives étroitement phasées avec la gestion projet<br />
<strong>de</strong>s projets en question. Elle s’accomo<strong>de</strong> difficilement <strong>de</strong>s aléas <strong>de</strong> la gestion globale du laboratoire et donc<br />
du manque <strong>de</strong> disponibilité éventuelle <strong>de</strong> l’équipe administrative du LAOG.<br />
Le poste <strong>de</strong>mandé viendrait en appui administratif <strong>de</strong>s projets lourds du LAOG notamment pour la gestion <strong>de</strong><br />
la documentation, le secrétariat projet, le suivi <strong>de</strong>s réunions d’avancement.<br />
38
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
Profil :<br />
Formation :<br />
Tutelle :<br />
Profil généraliste<br />
Formation standard, si possible CAP adapté<br />
MEN<br />
5.6.4 IE Informaticien système – Bap E<br />
Destination:<br />
Service informatique du LAOG<br />
Année: 2004<br />
Justification: L'administrateur systèmes et réseaux administrera et exploitera les moyens informatiques<br />
communs du LAOG. Ceux-ci sont basés sur un petit groupe <strong>de</strong> machines centrales effectuant les calculs milourds,<br />
les services <strong>de</strong> dépouillement <strong>de</strong> données observationelles et servant d’interface avec les moyens<br />
lourds <strong>de</strong> calcul <strong>de</strong> l’Observatoire. L’ensembles <strong>de</strong>s autres services (bureautique, web, multimédia…) est<br />
assuré par <strong>de</strong>s postes <strong>de</strong> travail individuels, pour une gran<strong>de</strong> partie <strong>de</strong>s PC « sans disque » sous Linux que<br />
l’ingénieur système gère comme un système unique.<br />
Ses fonctions :<br />
• Installer, mettre à niveau et faire évoluer les éléments matériels et logiciels <strong>de</strong>s systèmes informatiques.<br />
• Administrer et maintenir le réseau et les services du réseau.<br />
• Utiliser les outils logiciels pour l'administration <strong>de</strong> l'ensemble du système informatique, voire les<br />
concevoir et les développer.<br />
• Gérer l'interconnexion <strong>de</strong> l'unité avec les partenaires extérieurs (observatoires et autres sites<br />
d’observation)<br />
• Mettre en place, maintenir, éventuellement développer, les logiciels nécessaires au dépouillement <strong>de</strong><br />
données observationelles ou au calcul lourd (modélisations).<br />
• Assurer la veille technologique, en particulier sur l’environnement <strong>de</strong> travail et les développements <strong>de</strong><br />
Linux.<br />
• Optimiser l'utilisation <strong>de</strong>s systèmes, en suivre l'exploitation quotidienne (sauvegar<strong>de</strong>...)<br />
• Participer à l’établissement <strong>de</strong>s règles d'utilisation en concertation avec la commission informatique.<br />
• Assurer la fiabilité et la sécurité <strong>de</strong> l'ensemble du système.<br />
• Former le personnel <strong>de</strong> l'unité à l'utilisation <strong>de</strong>s systèmes et réseaux du site<br />
• Conseiller et fournir une assistance aux utilisateurs<br />
• Animer et coordonner à terme l'activité <strong>de</strong> l’équipe gérant les moyens informatiques communs du LAOG<br />
• Négocier avec les fournisseurs pour l'infrastructure physique, les équipements, les logiciels, et les<br />
services<br />
Profil: Administrateur systèmes et réseaux<br />
Compétences: Connaître les concepts et techniques d'architecture <strong>de</strong>s systèmes et réseaux ; Connaître<br />
différentes architectures matérielles (PC, MAC) ; Maîtriser le système Linux et au moins un shell ; Connaître<br />
les technologies, les protocoles, les outils <strong>de</strong>s systèmes <strong>de</strong> communication et <strong>de</strong> télécommunication ;<br />
Connaître les outils d'administration, d'audit et d'analyse <strong>de</strong> Linux et AIX ; Maîtriser les procédures <strong>de</strong><br />
sécurité informatique <strong>de</strong>s systèmes Linux et Windows; Mener un consultation <strong>de</strong> fournisseurs ; Gérer les<br />
situations d'urgence et hiérarchiser les priorités ; Répondre à la <strong>de</strong>man<strong>de</strong> en conformité avec les besoins <strong>de</strong><br />
l'unité ; Rédiger <strong>de</strong>s notes techniques et supports <strong>de</strong> formation, notamment Web ; Maîtriser l'anglais<br />
technique écrit du domaine ; Goût pour le travail en équipe.<br />
Tutelle :<br />
CNRS<br />
5.6.5 AI Electronique et contrôle<br />
Destination:<br />
Groupe projet <strong>de</strong> développement instrumental<br />
Année: 2005<br />
Type :<br />
Création : casca<strong>de</strong> liée à départ à la retraite<br />
Justification: Le départ à la retraite <strong>de</strong> l’actuel IR1 spécialiste du contrôle induira en 2005 une lacune dans<br />
le groupe projet. L’autre électronicien spécialiste du sujet, IE, étant <strong>de</strong> très bon niveau, il <strong>de</strong>vrait pouvoir<br />
passer IR assez tôt. Il sera indispensable <strong>de</strong> le secon<strong>de</strong>r pour compenser le départ <strong>de</strong> l’IR et suffisant <strong>de</strong> faire<br />
39
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
cela par un recrutement AI. L’AI recruté assurera les tâches <strong>de</strong> réalisation aux côtés <strong>de</strong> l’IE et sera formé à<br />
certains aspects <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s menées par celui-ci qu’il pourra progressivement remplacer sur <strong>de</strong>s actions bien<br />
définies.<br />
Profil :<br />
Formation:<br />
Electronicien spécialiste du contrôle-comman<strong>de</strong> <strong>de</strong> systèmes complexes<br />
DUT en électronique<br />
Compétences :<br />
• Connaissance <strong>de</strong>s environnements <strong>de</strong> contrôle instrumental<br />
• Bonne connaissance <strong>de</strong> l’électronique numérique<br />
Tutelle : CNRS<br />
5.6.6 IR Informaticien développement - Bap E<br />
Destination: Centre d’expertise en interférométrie optique (JMMC) et groupe projet du laboratoire (2/3–1/3)<br />
Année: 2006<br />
Justification: Besoins du centre d’expertise en interférométrie (centre Jean-Marie Mariotti ou JMMC) que le<br />
LAOG, l’Observatoire <strong>de</strong> Nice et 8 autres laboratoires ont créé avec l’appui <strong>de</strong> l’INSU en 2000 pour répondre<br />
aux besoins multiples <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong> données, <strong>de</strong> recherche algorithmique, <strong>de</strong> formation et <strong>de</strong> services<br />
divers requis par l’exploitation optimale <strong>de</strong>s grands interféromètres optiques (notamment le VLTI). La gestion<br />
du JMMC repose <strong>de</strong> façon importante sur le LAOG. Son développement se fera avec une recherche <strong>de</strong><br />
synergie avec le centre ADACE que l’IRAM <strong>de</strong>vrait mettre en place pour l’exploitation d’ALMA. Une équipe<br />
<strong>de</strong> chercheurs est déjà impliquée au LAOG dans l’activité <strong>de</strong> ce centre. En revanche, le travail informatique<br />
proprement dit requiert <strong>de</strong>s personnels <strong>de</strong> métier informatique dont nous estimons le besoin à 10 ingénieurs<br />
et assistants-ingénieurs au total (tous sites confondus) dont partie à Grenoble.<br />
Le poste <strong>de</strong>mandé est le 4 e dont la mise en place est proposée dans le cadre du démarrage <strong>de</strong>s activités du<br />
centre. Il correspond aux tâches <strong>de</strong> gestion projet global et d’encadrement <strong>de</strong> l’activité <strong>de</strong> codage <strong>de</strong>s<br />
logiciels et <strong>de</strong> mise en place et suivi <strong>de</strong>s services (dont la maintenance informatique) prévus.<br />
Profil : Développement et maintenance <strong>de</strong> co<strong>de</strong>s informatiques, connaissance du traitement du<br />
signal, éventuellement <strong>de</strong>s métho<strong>de</strong>s adaptées aux problèmes inverses.<br />
Formation: Formation standard au développement algorithmique et à la gestion projet.<br />
Tutelle : CNRS<br />
5.6.7 T informaticien – Bap C<br />
Destination : Maintenance <strong>de</strong> site web<br />
Année : Aussitôt que permis par couplage avec <strong>de</strong>man<strong>de</strong> OSUG<br />
Justification : Le site internet du laboratoire <strong>de</strong>vient un outil indispensable. Mis en place par <strong>de</strong>s chercheurs<br />
ou ingénieurs, il requiert ensuite une maintenance régulière. La continuité <strong>de</strong> cette activité et le type <strong>de</strong><br />
formation nécessaire n’est pas compatible avec les fonctions et métiers disponibles du laboratoire. Il s’agit<br />
d’un nouveau métier et d’un besoin à temps partiel qui bénéficierait d’une <strong>de</strong>man<strong>de</strong> similaire <strong>de</strong> l’OSUG.<br />
Profil : Profil généraliste<br />
Formation : BTS - DUT avec formation standard aux outils <strong>de</strong> communication internet (standard HTML et<br />
ses évolutions)<br />
Quotité : 1/2 (à coupler avec un besoin similaire dans l’OSUG)<br />
Tutelle : MEN<br />
5.6.8 Technicien <strong>de</strong> maintenance<br />
Destination : Maintenance et suivi du petit matériel et <strong>de</strong> l’infrastructures<br />
Année : Aussitôt que permis par couplage avec <strong>de</strong>man<strong>de</strong> OSUG<br />
Justification : Le laboratoire dispose <strong>de</strong> locaux et équipements divers générant une activité <strong>de</strong> maintenance<br />
et suivi d’approvisionnement, échouant normalement aux services généraux. En pratique, pour satisfaire les<br />
besoins réels, parfois urgents en raison <strong>de</strong>s nécessités <strong>de</strong> nos engagements, un personnel <strong>de</strong> haute<br />
compétence, donc mal employé, doit compenser l’impossibilité pour l’université d’intervenir à temps, ce qui<br />
40
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
ne peut pas <strong>de</strong>venir la règle. Un tel poste permettrait en outre <strong>de</strong> répondre à <strong>de</strong>s besoins <strong>de</strong> manutention,<br />
d’intervention sur aménagement et autres activités ponctuelles requiérant un personnel d’exécution<br />
disponible. Il s’agit d’un nouveau métier et d’un besoin à temps partiel qui bénéficierait d’une <strong>de</strong>man<strong>de</strong><br />
similaire <strong>de</strong> l’OSUG.<br />
Profil :<br />
Profil généraliste<br />
Formation : Expérience adaptée suffirait<br />
Quotité :<br />
1/3 (à coupler avec un besoin similaire dans l’OSUG)<br />
Tutelle :<br />
MEN<br />
41
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
6 Moyens<br />
Deux aspects particuliers du LAOG sont ici détaillés: l’évolution et l’orientation <strong>de</strong> la composante technique,<br />
qui a été créée, pour l’essentiel, en l’espace <strong>de</strong> 8 ans et la politique informatique du laboratoire qui possè<strong>de</strong><br />
divers atouts qu’il est important <strong>de</strong> préserver.<br />
6.1 Composante technique<br />
6.1.1 Etats <strong>de</strong>s lieux<br />
La composante instrumentale au LAOG s’inscrit essentiellement autour <strong>de</strong> <strong>de</strong>ux activités :<br />
• le développement d’instrumentation pour les TGE,<br />
• les activités Recherche et Technologie.<br />
Il faut remarquer que dans les <strong>de</strong>ux cas on essaie que ces activités soient en lien direct avec certaines<br />
priorités astrophysiques <strong>de</strong>s équipes du laboratoire.<br />
Pour l’instrumentation on retrouvera <strong>de</strong>s instruments liés à la haute résolution angulaire: otique adaptative et<br />
interférométrie, en ce qui concerne la R&T on retrouve les mêmes liens, nos développements s’appliquant<br />
principalement dans ces <strong>de</strong>ux domaines, sachant que pour les détecteurs JSET on pourra avoir un champ<br />
d’applications beaucoup plus large.<br />
L’ensemble <strong>de</strong> ces activités se base sur un groupe technique maintenant constitué d’une quinzaine<br />
d’ingénieurs et techniciens. Le développement du laboratoire au cours <strong>de</strong>s quatre <strong>de</strong>rnières années, entreautres,<br />
a permis d’arriver à la taille minimum, en nombre comme en spécialités, permettant <strong>de</strong> mener à bien<br />
ces activités. Il faut cependant remarquer qu’un domaine particulier est toujours très déficitaire: il s’agit <strong>de</strong><br />
l’informatique, tant pour les programmes <strong>de</strong> contrôle <strong>de</strong>s instruments que pour les aspects traitement <strong>de</strong>s<br />
données. Ceci impose d’utiliser pour certains <strong>de</strong> ces développements <strong>de</strong>s personnes dont l’informatique n’est<br />
pas la spécialité: ingénieurs venant d’autres domaines ou chercheurs, ce qui n’est en général pas la meilleure<br />
solution que ce soit pour le projet lui-même ou les personnels.<br />
Notre structure projet actuelle nous permet <strong>de</strong> participer à la conception <strong>de</strong>s instruments en interaction<br />
directe avec les chercheurs grâce à un groupe ayant l’essentiel <strong>de</strong>s compétences: système, optique,<br />
mécanique, électronique, logiciel sachant que dans ces domaines nous pouvons suivre l’ensemble du<br />
développement <strong>de</strong>puis la conception et les simulations jusqu’aux intégrations et tests finaux. Il faut noter<br />
qu’il est essentiel pour le bon déroulement <strong>de</strong>s projets et la réalisation d’instruments aussi performants que<br />
possible, que les points les plus critiques soient traités en interne: conception, simulations, intégrations et<br />
tests. La seule spécialité nous manquant actuellement est la thermique: si les besoins dans ce domaine ne<br />
justifient pas une personne dans un laboratoire tel que le notre, par contre la possibilité d’utiliser un tel<br />
logiciel <strong>de</strong> simulation spécifique serait utile, si possible en propre au laboratoire ou, à défaut, à disposition<br />
dans un autre laboratoire avec l’ai<strong>de</strong> d’un spécialiste.<br />
Il est important <strong>de</strong> noter que les logiciels que ce soit pour la conception, la simulation et le <strong>de</strong>sign tant<br />
mécanique qu’électronique nécessitent une mise à niveau régulière, si on veut rester efficace et compatible<br />
avec l’ensemble <strong>de</strong> nos partenaires, sachant que les projets développés pour les TGE se font toujours dans le<br />
cadre <strong>de</strong> consortia, souvent internationaux.<br />
Les activités R&T se sont également beaucoup développées lors <strong>de</strong>s <strong>de</strong>rnières années, essentiellement autour<br />
<strong>de</strong> technologies en vue d’applications pour l’instrumentation en interférométrie et en optique adaptative.<br />
Pour l’interférométrie il s’agit principalement d’optique planaire permettant <strong>de</strong> concevoir <strong>de</strong>s instruments <strong>de</strong><br />
nouvelle génération: plus performants, plus compacts et plus opérationnels, ou recombinant un plus grand<br />
nombre <strong>de</strong> faisceaux (jusqu’à 6 ou 8 pour les prochains instruments).<br />
Pour ces activités il faut noter que la collaboration d’ingénieurs participant à la recherche technologique aux<br />
cotés d’astronomes instrumentalistes est un atout essentiel pour optimiser les efforts <strong>de</strong> recherche. Ces<br />
42
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
activités pour les ingénieurs sont une source <strong>de</strong> motivation remarquable en complément <strong>de</strong>s projets<br />
instrumentaux lourds, où il s’agit principalement <strong>de</strong> réalisation même si il y a quelques points qui relèvent du<br />
défi technologique.<br />
La garantie d’un certain équilibre à ce niveau est probablement la clé pour maintenir la motivation <strong>de</strong>s<br />
ingénieurs et pérenniser l’ensemble <strong>de</strong> l’équipe.<br />
L’arrivée début <strong>2002</strong> d’un technologue <strong>de</strong>vrait nous permettre d’améliorer notre efficacité dans ce domaine,<br />
sachant que les collaborations que nous avons avec les laboratoires développant les technologies, qu’ils<br />
soient CNRS ou CEA, sont souvent limitées par la disponibilité <strong>de</strong> personnel spécialisé.<br />
Pour les activités du groupe technique le <strong>quadriennal</strong> à venir s’inscrit dans la continuité.<br />
Pour les grands projets instrumentaux: suite <strong>de</strong>s projets en cours: AMBER qui est en phase d’intégration et<br />
WIRCAM qui est en phase <strong>de</strong> démarrage. Pour l’avenir le LAOG participe aux réponses aux appels d’offre<br />
pour les instruments <strong>de</strong> <strong>de</strong>uxième génération du VLT pour l’optique adaptative associée par exemple à la<br />
coronographie ou pour l’interférométrie.<br />
La R&T se fera également dans la continuité <strong>de</strong>s actions actuelles, avec peut-être une implication à un niveau<br />
plus « système » pour les aspects optique adaptative, particulièrement dans le cadre <strong>de</strong> la future structure<br />
pour l’optique adaptative, ou le LAOG pourrait avoir un rôle moteur.<br />
Un <strong>de</strong>s développements qui <strong>de</strong>vra probablement être rediscuté durant les prochaines années est la poursuite<br />
du programme JSET, l’association actuelle avec le CEA et le CRTBT est fructueuse. Lorsque la phase <strong>de</strong><br />
validation actuelle aura été menée à bien, il faudra voir comment mettre en place une structure permettant <strong>de</strong><br />
développer un composant opérationnel pour l’astronomie.<br />
6.1.2 Pôle technologique régional<br />
Le LAOG participe à la réflexion sur les pôles technologiques régionaux initiée par l'INSU et le CNES en<br />
2000. La mutualisation envisagée <strong>de</strong> personnels techniques, éventuellement <strong>de</strong> moyens techniques, se ferait<br />
dans le cadre <strong>de</strong> la région "Grand Sud-Est" (GSE) regroupant Nice, Marseille, Lyon et Grenoble. Les autres<br />
laboratoires associés à cette réflexion localement sont le LPG est une équipe du LGGE.<br />
Le concept <strong>de</strong> pôle GSE intéresse le LAOG dans la mesure où il concernerait les grands projets <strong>de</strong><br />
l'astronomie sol et non pas seulement le spatial. Une <strong>de</strong>uxième contrainte provient <strong>de</strong> l'absolue nécessité <strong>de</strong><br />
conserver dans les laboratoires une variété <strong>de</strong> profils permettant <strong>de</strong> gérer localement <strong>de</strong>s projets <strong>de</strong> taille<br />
moyenne et <strong>de</strong> gar<strong>de</strong>r une proximité maximale avec les chercheurs instrumentalistes et la réflexion<br />
scientifique amont aux projets, propre aux laboratoires. De ce fait, et parce que le LAOG dispose d'une<br />
composante technique équilibrée, quasi-autonome sur <strong>de</strong> nombreux métiers, et <strong>de</strong> gran<strong>de</strong> valeur, la notion <strong>de</strong><br />
pôle GSE <strong>de</strong>vrait s'accompagner du maintien d'une certaine capacité locale (Grenoble, éventuellement<br />
OSUG 5 , ou région Rhône-Alpes?).<br />
Un autre aspect <strong>de</strong>s réflexions menées est le lien éventuel avec le secteur astroparticule. Bien que<br />
l'appartenance à <strong>de</strong>s départements différents du CNRS représente une difficulté rajoutée, les collaborations<br />
potentielles et la similitu<strong>de</strong> <strong>de</strong> moyens mis en œuvre plai<strong>de</strong> pour une telle approche. Sur Grenoble, et<br />
notamment pour le LAOG, les liens pré-existants avec l'IN2P3 (Structure "Cosm'Alpes" notamment, cf. A-<br />
3.3) sont une base objective permettant d'avancer dans cette voie.<br />
De la même manière, les liens avec le CEA dans les différentes régions, et donc entre CENG et le LAOG<br />
pour le pôle GSE (cf. C-1, 3 et 6), pourraient justifier une réflexion i<strong>de</strong>ntique. Les obstacles structurels<br />
semblent néanmoins importants malgré le cadre <strong>de</strong> départ fourni par la convention cadre entre UJF et CENG.<br />
6.2 Services d'observation<br />
Deux types <strong>de</strong> Services d'Observation (au sens du statut du CNAP) sont reconnus par l'INSU pour le LAOG:<br />
5 L'OSUG a commencé très récemment une réflexion sur une mutualisation interne, commune aux 7 laboratoires ou<br />
équipes <strong>de</strong> l'OSUG. Il ne va pas <strong>de</strong> soit que <strong>de</strong>ux mutualisations ainsi croisées puissent co-exister. Il sera donc nécessaire<br />
<strong>de</strong> clarifier les objectifs et avantages <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux concepts pour aboutir à un montage optimal.<br />
43
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
• "La conception et le suivi <strong>de</strong> construction d'instruments pour les grands observatoires"; à ce titre, les<br />
projets NAOS et AMBER pour le VLT sont explicitement reconnus, les projets WIRCAM pour le CFHT et le<br />
TGE ALMA sont implicitement reconnus.<br />
• "Le traitement <strong>de</strong> grands flux <strong>de</strong> données et les gran<strong>de</strong>s bases <strong>de</strong> données"; à ce titre, l'opération JMMC<br />
(Centre d'expertise interférométrique J.-M. Mariotti; cf. §C-4) est explicitement reconnue par l'INSU.<br />
Le potentiel, chercheur comme ITAs, correspondant à ces activités totalise 15 ETP (Equivalents-temps plein)<br />
dont une part importante <strong>de</strong>s "tâches <strong>de</strong> service" <strong>de</strong>s personnels CNAP. Le détail est donné dans la <strong>de</strong>man<strong>de</strong><br />
<strong>quadriennal</strong>e <strong>de</strong> l'OSUG. L'OSUG est traditionnellement appelé à soutenir ces activités, au titre notamment<br />
du coût induit <strong>de</strong>s projets "lourds". Depuis la création <strong>de</strong> la "commission <strong>de</strong>s observatoires" <strong>de</strong> l'OSUG<br />
élargi, ce soutien n'est plus inscrit explicitement dans les objectifs (du fait <strong>de</strong> la tendance à privilégier <strong>de</strong>s<br />
services "locaux", notion sans contrepartie en astro physique), ce qui présente un risque à terme malgré le<br />
soutien obtenu pendant les <strong>de</strong>ux premières années <strong>de</strong> fonctionnement <strong>de</strong> cette commission.<br />
6.3 Informatique<br />
6.3.1 La politique informatique du <strong>Laboratoire</strong><br />
La politique informatique du LAOG est définie par une "commission informatique" constituée <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux<br />
informaticiens du laboratoire (IE et T), <strong>de</strong> chercheurs et d'Ingénieurs <strong>de</strong> recherche.<br />
Notre choix a été jusqu'à présent <strong>de</strong> centraliser les moyens <strong>de</strong> calcul et les services généraux (réseaux,<br />
nommage, messagerie, logiciels graphiques, sauvegar<strong>de</strong>s) sur un très petit nombre <strong>de</strong> machines fiables et<br />
puissantes propriétaires, afin <strong>de</strong> minimiser leur administration et leur maintenance. Il est aussi <strong>de</strong> maintenir<br />
une ban<strong>de</strong> passante réseau suffisamment large pour permettre les échanges rapi<strong>de</strong>s entre tous les systèmes <strong>de</strong><br />
fichiers repartis et avec les serveurs <strong>de</strong> calcul <strong>de</strong> l'Observatoire.<br />
Les gros calculs <strong>de</strong> modélisation se font sur les machines <strong>de</strong> l'Observatoire et <strong>de</strong>s centres nationaux. Il reste<br />
au LAOG d'assurer les applications bureautiques et multimédia, le travail interactif d'acquisition, <strong>de</strong><br />
dépouillement et <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong>s données observationelles. Les flux <strong>de</strong> données produits par les<br />
instruments contemporains sont en continuelle augmentation et cela se répercute directement sur besoins en<br />
matière <strong>de</strong> capacité <strong>de</strong> stockage et <strong>de</strong> traitement associé.<br />
6.3.2 Les moyens informatiques actuels<br />
Le <strong>Laboratoire</strong> <strong>d'Astrophysique</strong> est équipé <strong>de</strong>:<br />
• Un réseau haut débit composé d'un routeur-commutateur financé en 2000 pour 23 k€ par l'UJF, une série<br />
<strong>de</strong> commutateurs 10/100 Mbits/s financés par le LAOG, un commutateur backbone gigabits/s pour<br />
l'Observatoire financé pour 3 k€ par l'UJF et connectant le gros serveur du LAOG, les commutateurs, les<br />
serveurs Linux et une grappe <strong>de</strong> stations IBM <strong>de</strong>venues maintenant obsolètes. Ce réseau se complète par<br />
le précâblage du bâtiment et par l'extension en 2000 d'un câblage ajoutant une vingtaine <strong>de</strong> prises 100<br />
Mbits/s dans l'ancien bâtiment.<br />
• un quadriprocesseur IBM RS6000/270 installé en Juillet 2000, disposant <strong>de</strong> 4 Go <strong>de</strong> mémoire. Il assure<br />
<strong>de</strong> manière très fiable le support <strong>de</strong> plusieurs systèmes <strong>de</strong> stockage RAID dont un <strong>de</strong> 1,5 To, et pour une<br />
grosse partie les services communs d'interactivité, <strong>de</strong> nommage, <strong>de</strong> messagerie, sauvegar<strong>de</strong>s, <strong>de</strong>s<br />
logiciels graphiques <strong>de</strong> dépouillement et <strong>de</strong> traitement. Cette machine nous permet d'attendre jusqu'en<br />
2003, l'arrivée <strong>de</strong>s PCs 64 bits et leur possibilité <strong>de</strong> gérer <strong>de</strong> gros systèmes <strong>de</strong> fichiers (les systèmes<br />
Linux actuels ne permettent pas l'utilisation <strong>de</strong> très gros fichiers dépassant les 2 Go et d'agréger une<br />
grosse capacité disque).<br />
• Les postes <strong>de</strong> travail (200 environ) sont distribués dans les bureaux. Le <strong>Laboratoire</strong> a déployé une<br />
solution <strong>de</strong> remplacement <strong>de</strong>s Terminaux X par <strong>de</strong>s PC sans disque ("diskless"), sous Linux. Solution<br />
innovante que nous avons mise en oeuvre en 1999, pour maintenir une administration centralisée,<br />
diminuer les coûts, augmenter considérablement la capacité <strong>de</strong>s ressources et utiliser au mieux <strong>de</strong>s<br />
logiciels du domaine public. Une cinquantaine <strong>de</strong> PC diskless sont maintenant installés. Les autres postes<br />
<strong>de</strong> travail sont <strong>de</strong>s terminaux X vieillissants ainsi que <strong>de</strong>s postes sous Windows pour <strong>de</strong>s applications<br />
44
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
dédiées <strong>de</strong> CAO, simulation mécanique et électronique et pour la compatibilité (forcée) avec le mon<strong>de</strong><br />
bureautique ainsi que <strong>de</strong>s Mac pour le secrétariat.<br />
• Quatre serveurs Linux qui assurent la gestion <strong>de</strong>s postes <strong>de</strong> travail "diskless" et une part du service<br />
multimédia.<br />
• Logiciels du domaine public mais aussi logiciels sous licences (ex.: IDL, dépense <strong>de</strong> 12 k€ en 2001),<br />
Windows, wmware, logiciels <strong>de</strong> conception et calculs mécaniques pris en charge totalement par les<br />
crédits <strong>de</strong> projets.<br />
6.3.3 Les moyens humains associés<br />
G. Buisson et R. Mourey sont les seuls ITA affectés à l'informatique commune du LAOG. Le vaste ensemble<br />
informatique qu'ils gèrent ne pourrait perdurer sans l'ai<strong>de</strong> constante <strong>de</strong>s membres non-ITA <strong>de</strong> la commission<br />
informatique qui interviennent à tous les niveaux (gestion <strong>de</strong> services, documentation, ai<strong>de</strong>s aux autres<br />
utilisateurs, prospective et veille technologique). Mais cette ai<strong>de</strong> décroît fortement avec les responsabilités<br />
prises par eux dans <strong>de</strong>s projets instrumentaux ou dans la gestion <strong>de</strong> l'enseignement et <strong>de</strong> la recherche au<br />
niveau local ou national.<br />
6.3.4 Financement <strong>de</strong>s installations actuelles<br />
6.3.5 Prévisions<br />
Le LAOG a fait durant le <strong>quadriennal</strong> écoulé <strong>de</strong> gros efforts d'investissement pour que son parc informatique<br />
suive l'augmentation en personnel et en besoins, et a procédé à d'importantes mises à jour <strong>de</strong> logiciels.<br />
Ses dépenses en 2000 pour l'informatique commune ont été <strong>de</strong> 94 k€ (dont l'achat du quadriprocesseur avec<br />
4 Go <strong>de</strong> mémoire pour 28 k€ dont 20 k€ <strong>de</strong> l'INSU). Mais le laboratoire s'est aussi doté d'une grosse<br />
capacité <strong>de</strong> disques (dont un système RAID <strong>de</strong> 500 Mo), <strong>de</strong> postes <strong>de</strong> travail et d'appareils réseaux.<br />
En 2001 les crédits du soutien <strong>de</strong> base du LAOG ont servi à financer d'autres postes <strong>de</strong> travail, les serveurs<br />
Linux, l'achat (26 k€) d'un système RAID SCSI <strong>de</strong> 1,5 tera octets au taux <strong>de</strong> transfert élevé, d'un appareil <strong>de</strong><br />
sauvegar<strong>de</strong> <strong>de</strong>s données (10 k€) haute capacité. La dépense totale <strong>de</strong> l'informatique commune a été pour<br />
2001 <strong>de</strong> 98 k€ entièrement financés par le soutien <strong>de</strong> base. Parallèlement, les dépenses informatiques sur les<br />
crédits spécifiques (projets, programmes, ...) ont été <strong>de</strong> 137 k€ environ.<br />
S'inscrire dans une perspective d'augmentation <strong>de</strong>s volumes <strong>de</strong> données à traiter et à stocker:<br />
Dans les 4 ans à venir, le projet SCCI <strong>de</strong> l'OSUG, le projet Ciment (Calcul Intensif, Modélisation,<br />
Expérimentation Numérique et Technologique), et les centres nationaux <strong>de</strong>vraient répondre aux besoins <strong>de</strong><br />
modélisation et <strong>de</strong> calcul intensif du LAOG.<br />
Pour la charge supportée actuellement par le LAOG, le type d'architecture installé nous permet d'attendre<br />
2003 et nécessitera uniquement une jouvence légère <strong>de</strong>s serveurs Linux, l'achat <strong>de</strong> postes <strong>de</strong> travail PC<br />
"diskless" pour remplacer les terminaux X qui ne seront plus utilisables et pour équiper les nouveaux<br />
arrivants. On peut estimer ces besoins à 15 k€ par an.<br />
La capacité <strong>de</strong> stockage actuelle satisfait nos besoins jusqu'en fin <strong>2002</strong>. Mais l'arrivée <strong>de</strong>s nouveaux<br />
instruments (NAOS, MEGACAM, WIRCAM) va augmenter l'ordre <strong>de</strong> gran<strong>de</strong>ur <strong>de</strong>s données à traiter d'un facteur<br />
10 dans un an multiplié par le nombre d'équipes travaillant sur ces instruments.<br />
L'espace disque RAID <strong>de</strong> 1,5 tera octets qui vient d'être mise en service (fin 2001) permet <strong>de</strong> faire face au<br />
données provenant <strong>de</strong>s mosaïques CCD grand champ, aujourd'hui principalement la 8K*12K du CFHT et la<br />
8K*8K <strong>de</strong> l'ESO. La 12K génère typiquement 30 Go <strong>de</strong> données par nuit. A partir <strong>de</strong> l'an prochain, elle est<br />
remplacée par MEGACAM, d'une surface 4 fois supérieure (40 CCD 2k*4.5k, soit 360 Mpixels par image!),<br />
i.e., générant ~100Go <strong>de</strong> données par nuit. Nous serons <strong>de</strong> plus en plus nombreux au LAOG à utiliser ces<br />
instruments (équipes « EJDJ» et « ETFM » au moins, impliquées dans les "surveys" MEGACAM). Pour<br />
illustration, une équipe du LAOG a soumis un programme clé <strong>de</strong> 30 nuits sur 2 ans qui, s'il est accepté en<br />
totalité, fournira un total <strong>de</strong> l'ordre <strong>de</strong> 3To <strong>de</strong> données en <strong>2002</strong>-2003.<br />
45
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Quelles solutions techniques seront viables, à mi-parcours du présent <strong>quadriennal</strong>, pour répondre à ces<br />
besoins typiques <strong>de</strong> stockage (fût-il temporaire) et <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong> données observationelles, à savoir:<br />
• quels moyens <strong>de</strong> stockage pour plusieurs dizaines <strong>de</strong> To ?<br />
• quelle infrastructure réseau permettant un débit raisonnable ?<br />
• quelles machines pourront assurer la gestion <strong>de</strong> très gros fichiers ?<br />
• quels seront les moyens <strong>de</strong> sauvegar<strong>de</strong> et d'archivage ?<br />
Des solutions nouvelles <strong>de</strong> stockage gran<strong>de</strong> capacité arriveront sur le marché dans un an, que nous ne<br />
pouvons pas encore chiffrer exactement. Le coût actuel d'un To sur une seule unité physique, au débit rapi<strong>de</strong><br />
est <strong>de</strong> 23 k€. L'évolution technologique <strong>de</strong>s PC d'ici 2 ans permettra la création <strong>de</strong> gros fichiers, mais pas un<br />
débit dépassant la ban<strong>de</strong> passante <strong>de</strong> son bus. Actuellement nous sommes limités par tous ces paramètres: le<br />
bus PCI débite à 133 Mo/s (80 Mo/s max. en réalité), le réseau gigabits 125 Mo/s, le contrôleur SCSI 160<br />
Mo/s et un disque SCSI 40 Mo/s. La mémoire la plus rapi<strong>de</strong> actuellement est la RAMbus (3 à 4 Go/s) sur 32<br />
bits et qui coûte 820 € pour 1 Go.<br />
Les fermes <strong>de</strong> PC vont remplacer les architectures monolithiques:<br />
Si on adopte une solution <strong>de</strong> ferme <strong>de</strong> PC (propriétaire ou PC assemblés), dans 1 an le PC 64 bits le plus<br />
performant, 1 Go <strong>de</strong> mémoire et 4 disques IDE (maximum supporte par un PC) <strong>de</strong> 180 Go (actuellement 100<br />
Go maximum) peut être estimé à 4k€. Pour un stockage <strong>de</strong> 10 To (fragmentés), une quinzaine <strong>de</strong> PC seront<br />
nécessaires, soit 57 k€ auquel il faudra ajouter un service <strong>de</strong> commutation gigabits cuivre estimé à 8 k€ (le<br />
surcoût sur le routeur en sortie est à la charge <strong>de</strong> l'UJF) ainsi qu'un système <strong>de</strong> lecture <strong>de</strong> ban<strong>de</strong>s hautes<br />
capacité estimé à 10 k€ plus <strong>de</strong>s ban<strong>de</strong>s (0.2 k€ pièce).<br />
L'impact sur l'infrastructure <strong>de</strong> la salle machine (onduleur, climatisation, espace disponible) ne peut être<br />
chiffré mais <strong>de</strong>vrait être faible. Cette solution va <strong>de</strong>man<strong>de</strong>r la mise au point d'une gestion sophistiquée <strong>de</strong>s<br />
espaces répartis sur les PC. On peut espérer l'arrivée d'un système <strong>de</strong> gestion <strong>de</strong> fichiers distribués sous<br />
Linux d'ici 1 ou 2 ans qui permettra d'agréger les disques. Cette solution va permettre <strong>de</strong> traiter en local les<br />
données et évitera <strong>de</strong>s transferts réseau. Mais la lecture <strong>de</strong> ban<strong>de</strong>s va nécessiter un grand débit réseau si on<br />
ne veut pas multiplier le nombre <strong>de</strong> lecteurs. Cette solution offre l'avantage <strong>de</strong> laisser les PC disponible pour<br />
<strong>de</strong>s calculs parallèles lorsqu'ils ne seront pas occupés par les dépouillements.<br />
Pour répondre à toutes ces questions, nous suivons <strong>de</strong> près la réflexion prospective entreprise sur le même<br />
thème par l'OSUG. Nous sommes également en contact avec d'autres instituts qui ont <strong>de</strong>s besoins similaires<br />
ou supérieurs au nôtre, en particulier le CFHT (gestion temps réel <strong>de</strong>s données MEGACAM et WIRCAM) et le<br />
CADC canadien (archivage <strong>de</strong> toutes les données CFHT et HST).Nous suivons <strong>de</strong> près l'expérimentation <strong>de</strong><br />
solutions "fermes <strong>de</strong> PC sous Linux" du <strong>Laboratoire</strong> ID/IMAG voué au "calcul parallèle" et nous restons en<br />
contact avec le <strong>Laboratoire</strong> TIMC qui a récemment acquis une ferme <strong>de</strong> PC (25 PC, 3Go/PC, 2<br />
commutateurs, 20 Go disque/PC: 84 k€)). Nous ne connaissons pas pour l'instant <strong>de</strong> solutions ferme <strong>de</strong> PC<br />
vouée au service <strong>de</strong> fichiers.<br />
La capacité du réseau doit satisfaire la <strong>de</strong>man<strong>de</strong> <strong>de</strong>s équipements en place jusqu'en fin <strong>2002</strong>, il suffira<br />
d'augmenter l'équipement en petits commutateurs, proportionnellement au nombre <strong>de</strong> postes nouvellement<br />
installés. L'arrivée <strong>de</strong> IPV6 est prévue pour dans 4 ans et ne changera rien pour les appareils réseau <strong>de</strong> niveau<br />
2 (sans routage) seuls les appareils <strong>de</strong> niveau 3 <strong>de</strong>vront être changés ou mis à jour et ceci concernera les<br />
équipements routeurs pris en charge par l'UJF. Par contre cela va entraîner certainement la mise au rebut <strong>de</strong>s<br />
vieilles machines et la mise à jour <strong>de</strong>s logiciels et <strong>de</strong>s systèmes. Le gigabit cuivre est prévu pour les câblages<br />
FTP catégorie 5, ce qui ne nécessitera pas une refonte <strong>de</strong> notre précâblage.<br />
En terme <strong>de</strong> capillarité du réseau dans les bureaux, l'ancien bâtiment avait été précâblé en catégorie 4<br />
(limitée à 10 Mbit/s) tandis que le nouveau bâtiment a bénéficié <strong>de</strong> la catégorie 5 assurant 100 Mbit/s. Dans<br />
l'attente <strong>de</strong> la normalisation du gibabit cuivre (disponible <strong>de</strong>puis peu en catégorie 6), nous avons procédé en<br />
2001 à un recâblage partiel <strong>de</strong> l'ancien bâtiment en catégorie 5, pour permettre le déploiement <strong>de</strong> postes<br />
Linux diskless performants. Ce chantier a été réalisé par R. Mourey avec un recours minimal à <strong>de</strong>s<br />
entreprises extérieures pour un coût <strong>de</strong> 3 k€ environ. La prochaine étape portera sur le déploiement du<br />
gigabit cuivre dans tout ou partie <strong>de</strong>s bureaux pour les applications les plus gourman<strong>de</strong>s en imagerie ou en<br />
partage <strong>de</strong> données (notamment pour les bureaux du JMMC).<br />
46
Chapitre A<br />
Présentation générale<br />
6.3.6 Financements à prévoir<br />
• L'accès au réseau RENATER et au réseau métropolitain est payé par l'OSUG.<br />
• Une extension du précâblage 100 Mbits/s aux bureaux <strong>de</strong> l'ancien bâtiment est nécessaire dès<br />
maintenant. Soit le personnel technique déjà surchargé réalise cette installation ce qui <strong>de</strong>man<strong>de</strong> environ 3<br />
k€ <strong>de</strong> matériel, soit une entreprise extérieure réalise ce travail pour 9 k€.<br />
• Un recâblage en gigabit cuivre (catégorie 6) dans les <strong>de</strong>ux bâtiments (ancien et nouveau) sera nécessaire,<br />
et pourrait faire l'objet d'une action concertée avec l'UJF. Le recours à une entreprise extérieure sera<br />
indispensable compte tenu du plan <strong>de</strong> charge <strong>de</strong>s informaticiens, le prix indicatif pour un recâblage<br />
partiel est <strong>de</strong> 9 k€, hors équipements actifs dont le prix est amené à baisser.<br />
• Le budget <strong>de</strong> maintenance incompressible est pour le quadriprocesseur IBM <strong>de</strong> 2.5 k€ HT à prévoir<br />
jusqu'en 2004 au moins, il faut ajouter la maintenance <strong>de</strong>s onduleurs 1.7 + 0.9 k€, et la maintenance du<br />
Super DLT 1.5 k€ soit au total: 6.6 k€.<br />
• L'achat <strong>de</strong> nouveaux postes <strong>de</strong> travail pour remplacer les terminaux X et les postes périmés---10 postes<br />
par an soit 15 k€.<br />
• L'achat <strong>de</strong> licences <strong>de</strong> logiciels (IDL, windows, wmware) soit 2 k€/an<br />
• L'équipement du site en remplacement du serveur propriétaire et en vue <strong>de</strong> servir une dizaine <strong>de</strong><br />
teraoctets dans 2 ans :<br />
On ne peut pas trancher quant à l'installation d'une ferme à cause <strong>de</strong> la rapidité <strong>de</strong> l'évolution technologique<br />
et <strong>de</strong> celle <strong>de</strong>s systèmes Linux, si on veut gar<strong>de</strong>r un ensemble homogène compatible et plus facile à gérer.<br />
Tout au plus peut-on envisager l'achat d'une première tranche fin 2003 soit (5 PC + commutateur + 30<br />
ban<strong>de</strong>s): 37 k€ et une <strong>de</strong>uxième tranche au plus tard un an après (10 PC + lecteur + 50 ban<strong>de</strong>s): 56 k€.<br />
6.3.7 Partage <strong>de</strong>s moyens et <strong>de</strong>s expertises, <strong>de</strong>s connaissances<br />
Pour assurer aux développeurs un portage facile <strong>de</strong>s co<strong>de</strong>s sur les centres nationaux et un échange d'expertise<br />
entre les utilisateurs, il faut assurer la compatibilité <strong>de</strong>s machines entre elles et la mise à niveau <strong>de</strong>s systèmes.<br />
Pour une meilleure administration du site commun, les échanges <strong>de</strong> connaissance sont réguliers avec les<br />
partenaires. Nous divulguons notre expertise en systèmes Linux et en systèmes "diskless" sur le Web mais<br />
aussi par <strong>de</strong>s formations sur site d'autres administrateurs informatiques.<br />
Nous suivons <strong>de</strong> près l'expérimentation <strong>de</strong> solutions "fermes <strong>de</strong> PC sous Linux" (ID/IMAG et TIMC).<br />
6.3.8 Dotation en personnel informaticien: la clé <strong>de</strong> voûte <strong>de</strong> notre évolution<br />
La <strong>de</strong>man<strong>de</strong> récurrente <strong>de</strong> poste d'un technicien a été satisfaite fin 1999. Mais l'augmentation du nombre <strong>de</strong><br />
permanents ces 2 <strong>de</strong>rnières années induisant une augmentation d'étudiants, <strong>de</strong> stagiaires et d'invités, la<br />
quantité <strong>de</strong> postes <strong>de</strong> travail et la diversité <strong>de</strong>s applications ayant fait une progression spectaculaire (2 postes<br />
par personne en moyenne, contre 1 poste il y a 4 ans) ainsi que la gestion <strong>de</strong> plus en plus complexe <strong>de</strong>s<br />
postes portables dont la gestion ne peut être centralisée, ont saturé les capacités <strong>de</strong> réponse du personnel<br />
informaticien en place. Ce personnel a bien voulu jusqu’à récemment faire face par <strong>de</strong>s heures<br />
supplémentaires <strong>de</strong> travail, non rémunérées, qui ne peuvent plus être tolérées <strong>de</strong>puis la mise en oeuvre <strong>de</strong> la<br />
RTT. La multiplication <strong>de</strong>s projets scientifiques, le nombre sans cesse croissant <strong>de</strong>s permanents, entraînent<br />
une augmentation <strong>de</strong>s postes <strong>de</strong> travail indépendants (windows ou Linux) ainsi que la décentralisation <strong>de</strong><br />
leur gestion. Le travail <strong>de</strong>s informaticiens explose et ceux-ci ne font face plus qu'à l'urgence, alors qu'ils<br />
<strong>de</strong>vraient consacrer une partie <strong>de</strong> leur temps à la veille technologique qui a permis au début du précé<strong>de</strong>nt<br />
<strong>quadriennal</strong> <strong>de</strong> mettre en place, parmi les premiers en France, <strong>de</strong>s solutions innovantes comme les PC<br />
'diskless'.<br />
Le remplacement d'une grosse station propriétaire par une ferme <strong>de</strong> PC, puis sa gestion quotidienne,<br />
monopolisera un ingénieur à plein temps, ce qui n'est pas anormal au vu du service rendu. Dans tous les<br />
centres ayant une telle structure informatique, expérimentale certes, ce sont plusieurs temps plein qui sont<br />
consacrés à maintenir le système. Le coût <strong>de</strong> la maintenance d'une machine propriétaire et le coût du support<br />
vont disparaître pour se retrouver dans le coût du personnel qualifié nécessaire à la bonne marche du<br />
système.<br />
47
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Les <strong>de</strong>ux informaticiens du LAOG sont dans l'incapacité <strong>de</strong> faire face seuls à cette évolution inévitable et ne<br />
peuvent assumer seuls cette charge supplémentaire. L'embauche d'un IE nous semble incontournable dans le<br />
courant du <strong>quadriennal</strong>. De plus, G. Buisson étant susceptible <strong>de</strong> partir en préretraite à court terme<br />
(vraisemblablement avant la fin <strong>de</strong> ce <strong>quadriennal</strong>), il est impératif d’anticiper son remplacement par<br />
l'embauche d'un IR système et Réseaux.<br />
48
B - Thèmes: bilan et prospective<br />
Images comparées d'un même champ stellaire: à gauche, avec la caméra WFPC2 du télescope spatial Hubble en<br />
ban<strong>de</strong> visible I (800 nm); à droite, pose <strong>de</strong> 400 s en ban<strong>de</strong> K (2.2 microns) avec le système d'optique adaptative<br />
NAOS et sa caméra CONICA sur le télescope YEPUN (UT 4) du VLT <strong>de</strong> l'ESO en Novembre 2001 (repris <strong>de</strong> ESO<br />
Press Release 25/01; cf. C-1).
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
1 Haute énergie et plasmas astrophysiques<br />
Le sigle SHERPAS, Sources <strong>de</strong> Haute Energie Relativistes Plasmas Accrétion-éjectionS, désigne l’équipe.<br />
1.1 Composition <strong>de</strong> l’équipe<br />
La liste <strong>de</strong>s permanents <strong>de</strong> l’équipe est donc J. Ferreira (MdC), D. Fraix-Burnet (CR1), G. Henri (PR2), P-Y.<br />
Longaretti (CR1), G. Pelletier (PRCE), P-O. Petrucci (CR2). Le flux <strong>de</strong> doctorants et leur <strong>de</strong>venir est<br />
présenté dans le tableau suivant.<br />
Année <strong>de</strong> thèse postdoc insertion<br />
F. Rosso 1994 - Prof. Cl. Prépar.<br />
J. Ferreira 1994 Hei<strong>de</strong>lberg MdC UJF<br />
A. Marcowith 1996 Hei<strong>de</strong>lberg, Utrecht CR2 CESR<br />
P-O. Petrucci 1998 Milan CR2 LAOG<br />
N. Renaud 1999 Agrégation Prof. Cl. Prépar.<br />
E. Kersalé 2000 X, Leeds, Cambridge<br />
F. Casse 2001 Utrecht<br />
L. Saugé 2003<br />
D. Gialis 2004<br />
Signalons que E. Galiano est en thèse au Chili dans le cadre <strong>de</strong> l’ESO avec une co-direction D. Alloin et D.<br />
Fraix-Burnet sur un thème AGN avec le VLT.<br />
1.2 Faits saillants<br />
• Calcul <strong>de</strong>s écoulements d’accrétion-éjection avec couple magnétique et couple visqueux, chauffage<br />
additionnel, en particulier coronal ; flexibilité <strong>de</strong>s solutions, dégagement <strong>de</strong>s contraintes<br />
observationnelles.<br />
• Excitation <strong>de</strong> la turbulence hydrodynamique dans les disques d’accrétion, phénoménologie et simulation<br />
numérique.<br />
• Transport <strong>de</strong>s particules suprathermiques dans un champ magnétique chaotique, diffusion angulaire,<br />
diffusion spatiale le long <strong>de</strong>s lignes <strong>de</strong> champs et diffusion anormale transverse ; conséquences sur la<br />
physique <strong>de</strong>s rayons cosmiques <strong>de</strong> très haute énergie.<br />
• Simulation <strong>de</strong>s sursauts haute énergie dans les blazars et microquasars, mettant en œuvre effet Compton,<br />
création <strong>de</strong> paires, rayonnement synchrotron et accélération in situ ; modélisation <strong>de</strong> la variabilité.<br />
• Forte contribution à la controverse sur l’origine du rayonnement gamma <strong>de</strong>s blazars, à savoir,<br />
électrodynamique ou hadronique et critique <strong>de</strong> l’estimation <strong>de</strong>s flux <strong>de</strong> neutrinos <strong>de</strong>s AGNs.<br />
1.3 Historique et évolution<br />
La thématique, assumée par une seule personne avec <strong>de</strong>s collaborations extérieures dès 1982 dans le<br />
laboratoire, dans la perspective d’une implication annoncée <strong>de</strong> l’IRAM dans l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s Noyaux Actifs <strong>de</strong><br />
Galaxie, est <strong>de</strong>venue celle d’une équipe avec l’arrivée <strong>de</strong> G. Henri et <strong>de</strong> <strong>de</strong>ux thésards (F. Rosso et J.<br />
Ferreira) en 1991. Jusqu’à cette date, l’activité était essentiellement concentrée sur la physique du<br />
rayonnement non thermique <strong>de</strong>s radiogalaxies (noyau actif, jets, points chauds) à travers l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s jets<br />
extragalactiques et <strong>de</strong> leurs perturbations (instabilités, turbulence, chocs et accélération <strong>de</strong> Fermi). Puis<br />
l’élargissement s’est fait dans <strong>de</strong>ux directions, d’une part, l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s structures MHD d’accrétion-éjection<br />
et, d’autre part, l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s phénomènes <strong>de</strong> haute énergie (rayonnements X et gamma, effet Compton et<br />
création <strong>de</strong> paires) associés à l’éjection relativiste.<br />
50
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
L’arrivée <strong>de</strong> P.-Y. Longaretti en 1993, <strong>de</strong> D. Fraix-Burnet en 1995 permit <strong>de</strong> consoli<strong>de</strong>r l’équipe sur l’étu<strong>de</strong><br />
<strong>de</strong>s phénomènes <strong>de</strong> transport et <strong>de</strong> leur simulation, d’une part, et sur la phénoménologie <strong>de</strong>s jets et leurs<br />
observations, d’autre part. Le recrutement <strong>de</strong> P.-O. Petrucci en 2001 permet l’ancrage <strong>de</strong> l’équipe sur<br />
l’astronomie X et gamma <strong>de</strong> basse énergie (XMM et Integral).<br />
Depuis 1991, la thématique <strong>de</strong> l’équipe se déploie donc selon trois triangles intimement reliés, le triangle<br />
“phénomènes astrophysiques” -disque d’accrétion, éjections et rayonnement <strong>de</strong> haute énergie (cela concerne<br />
aussi bien les Noyaux Actifs <strong>de</strong> Galaxie, que nous appellerons “AGNs” que les microquasars, les sursauts<br />
gamma, que nous appellerons “GRBs”, les nébuleuses <strong>de</strong> pulsars ou les étoiles jeunes), le triangle<br />
“disciplines physiques” –MHD <strong>de</strong> l’environnement <strong>de</strong>s objets relativistes, théorie cinétique <strong>de</strong>s plasmas<br />
relativistes, physique <strong>de</strong>s hautes énergies (ou “astroparticules” selon le point <strong>de</strong> vue)- et le triangle<br />
“métho<strong>de</strong>s d’investigation” théorie, simulation numérique, observation. L’activité dominante <strong>de</strong> l’équipe est<br />
néanmoins théorique ; la primauté est donnée au développement <strong>de</strong> la physique suscitée par la<br />
compréhension <strong>de</strong>s phénomènes cosmiques <strong>de</strong> haute énergie, tout en assurant l’accompagnement scientifique<br />
<strong>de</strong>s projets <strong>de</strong> ce domaine.<br />
L’équipe a joué un rôle important dans la création du GdR Phénomènes Cosmiques <strong>de</strong> Haute Energie<br />
(PCHE) ainsi que dans le réseau <strong>de</strong> collaboration régionale “Cosm’Alpes” avec nos collègues <strong>de</strong> l’ISN, du<br />
CRTBT et du LAPP. Elle participe fortement à ces structures d’échanges et <strong>de</strong> collaboration, ainsi qu’à <strong>de</strong>s<br />
réseaux européens et à une collaboration INTAS.<br />
En outre, l’équipe est intégrée à collaborations sur <strong>de</strong>s projets d’astronomie <strong>de</strong> haute énergie, CAT/CELESTE,<br />
HESS, ECLAIRS, GLAST. Elle a aussi <strong>de</strong>s programmes d’observation avec XMM, Integral et AMBER.<br />
L’équipe est fortement impliquée dans la formation doctorale (G. Pelletier a créé cette formation en 1992 et<br />
l’a dirigée jusqu’en 2000, G. Henri en est l’actuel directeur ; P-Y. Longaretti y donne également <strong>de</strong>s cours)<br />
et a formé 7 thésards. En outre G. Henri et G. Pelletier organisent en août <strong>2002</strong> une école d’été au Centre <strong>de</strong><br />
Physique Théorique <strong>de</strong>s Houches sur cette thématique.<br />
1.4 Thématique et bilan<br />
Ces quatre <strong>de</strong>rnières années ont vu notre activité théorique, motivée par la connaissance <strong>de</strong> l’environnement<br />
<strong>de</strong>s trous noirs et <strong>de</strong>s étoiles jeunes, s’approfondir sur la modélisation <strong>de</strong>s écoulements MHD d’accrétionéjection,<br />
<strong>de</strong>s instabilités MHD dans ces écoulements, <strong>de</strong>s éruptions relativistes avec emballement <strong>de</strong> la<br />
création <strong>de</strong> paires dans le cas <strong>de</strong>s AGNs (notamment les “Blazars”), le transport et l’accélération <strong>de</strong>s<br />
particules relativistes. Ces travaux sont tous <strong>de</strong>s facettes <strong>de</strong> la <strong>de</strong>scription physique <strong>de</strong> ces objets pour<br />
lesquels un effort important est consenti par la communauté astrophysique internationale. Outre les<br />
développements <strong>de</strong> modélisation d’objets, ils ont donné lieu à quelques résultats fondamentaux marquants.<br />
Dans les AGNs, le phénomène <strong>de</strong> haute énergie (rayonnement X et gamma, production <strong>de</strong> rayons cosmiques<br />
et <strong>de</strong> neutrinos <strong>de</strong> haute énergie) dépend <strong>de</strong> façon étroite du phénomène d’accrétion-éjection, qui est le plus<br />
puissant. Trois modèles d’éjection sont encore en lice, à savoir, l’un fondé sur l’extraction par le champ<br />
magnétique du moment angulaire d’un trou noir en rotation rapi<strong>de</strong> (effet Blandford–Znajek), le second sur<br />
l’extraction du moment angulaire d’un disque d’accrétion, le troisième sur la poussée Compton d’un plasma<br />
<strong>de</strong> paires dans le “chaudron magnétique” au-<strong>de</strong>ssus <strong>de</strong>s pôles du trou noir. Notre équipe est fortement<br />
impliquée dans l’élaboration et la comparaison <strong>de</strong> ces modèles, ainsi que dans ceux développés pour les<br />
étoiles jeunes ; la haute énergie dans ce cas est le rayonnement X, et la rotation <strong>de</strong> l’étoile est aussi envisagée<br />
en compétition avec la contribution du disque d’accrétion.<br />
1.4.1 MHD<br />
Nous avions montré ultérieurement (Ferreira & Pelletier 1995) qu’un champ magnétique proche <strong>de</strong><br />
l’équipartition dans un disque quasi-keplerien est capable <strong>de</strong> produire <strong>de</strong>s jets emportant la majeure partie <strong>de</strong><br />
la puissance libérée par l’accrétion dans la mesure où il extrait l’essentiel du moment angulaire <strong>de</strong> la matière<br />
accrétée. Les conditions que nous avions dégagées étaient tout à fait sensées mais néanmoins contraignantes<br />
et ne permettaient pas d’avoir une puissance comparable dans le rayonnement du disque. Des nouvelles<br />
solutions ont été calculées (Casse & Ferreira, 2000a, 2000b) en tenant compte <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux mo<strong>de</strong>s <strong>de</strong><br />
prélèvement du moment angulaire (magnétique et visqueux) et d’un chauffage additionnel, pouvant<br />
51
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
1.4.2 Cinétique<br />
notamment entretenir une couronne ; cette extension a permis d’élargir considérablement le champ <strong>de</strong>s<br />
possibilités d’accrétion-éjection au prix malheureusement d’un paramètre libre supplémentaire. Il est<br />
important <strong>de</strong> souligner que notre équipe est l’une <strong>de</strong>s rares à traiter vraiment le lien entre le disque<br />
d’accrétion et la formation du jet ; la plupart <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s réalisées sur les jets dans la communauté<br />
internationale font l’hypothèse <strong>de</strong> conditions aux limites en surface du disque d’accrétion.<br />
Ces étu<strong>de</strong>s sont intéressantes non seulement pour les objets compacts, mais également pour les objets<br />
stellaires jeunes, qui offrent <strong>de</strong> riches possibilités d’investigation. Cette aspect <strong>de</strong> notre activité est donc en<br />
contact étroit avec la recherche effectuée par les autres équipes du LAOG, notamment l’équipe « EJDJ ». La<br />
complication majeure avec les étoiles jeunes provient <strong>de</strong> l’importance du champ magnétique propre <strong>de</strong><br />
l’étoiles dont l’intensité suffit à tronquer le disque d’accrétion ; l’accrétion se termine alors par <strong>de</strong>s nappes<br />
convergeant vers les pôles magnétiques. L’interaction entre le disque d’accrétion et l’étoile est<br />
particulièrement difficile à décrire et doit être responsable du ralentissement <strong>de</strong> l’étoile (on constate en effet<br />
que les étoiles T-Tauri ont une rotation lente). Cette étu<strong>de</strong> a été amorcée (Ferreira & al 2000). Plus tangibles<br />
sont les étu<strong>de</strong>s <strong>de</strong> diagnostics <strong>de</strong>s écoulements d’accrétion-éjection (Cabrit 1999, Garcia 2001a et 2001b) qui<br />
à la fois confortent l’ossature <strong>de</strong> la théorie et suggèrent <strong>de</strong>s amen<strong>de</strong>ments visant à contraindre les<br />
développements récents mentionnés précé<strong>de</strong>mment (Casse et Ferreira 2000a et b). Ces diagnostics sont<br />
réalisés à travers l’analyse <strong>de</strong>s conditions <strong>de</strong> formation <strong>de</strong>s raies interdites. Cette confrontation aux<br />
observations a nécessité un calcul détaillé du transport <strong>de</strong> l’énergie dans les jets en tenant compte du<br />
chauffage produit par la diffusion ambipolaire, <strong>de</strong> l’évolution <strong>de</strong> la fraction d’ionisation en fonction du flux<br />
UV et <strong>de</strong> produire <strong>de</strong>s “observables synthétiques” (images, diagrammes position-vitesse, rapports <strong>de</strong> raie).<br />
L’extraction du moment angulaire d’un disque d’accrétion par un champ magnétique ayant <strong>de</strong>s lignes<br />
ouvertes semble être affranchi du problème épineux du manque <strong>de</strong> viscosité <strong>de</strong>s disques standard à la<br />
Shakura–Sunyaev. Cependant une résistivité turbulente est nécessaire, ne serait ce que pour permettre<br />
l’écoulement d’accrétion vers l’objet central (la MHD idéale empêche la matière <strong>de</strong> traverser les surfaces<br />
magnétiques). En outre nous venons d’indiquer qu’un partage <strong>de</strong>s rôles entre viscosité et magnétisme était<br />
souhaitable pour obtenir <strong>de</strong>s structures d’accrétion-éjection plus flexibles. Le grand problème du transport<br />
turbulent dans les disques d’accrétion reste donc primordial, mais <strong>de</strong>s résultats importants ont été obtenus<br />
récemment sur ce problème par Jean-Paul Zahn et ses collaborateurs, et par notre équipe. En particulier, une<br />
origine purement hydrodynamique <strong>de</strong> la turbulence est maintenant assez fermement établie, et certaines<br />
propriétés du transport turbulent induit élucidées sur le plan phénoménologique (Longaretti, soumis). De fait,<br />
l’instabilité magnéto-rotationnelle (Velikhov, Chandrasekhar, Balbus, Hawley) est considérée jusqu’à<br />
présent comme le moteur essentiel <strong>de</strong> la turbulence dans les disques d’accrétion. Nous avons également<br />
abordé cette question sur le plan numérique. L’implantation à cet effet du co<strong>de</strong> Zeus 3D sur notre site<br />
informatique a été réalisée grâce à la venue <strong>de</strong> David Clarke, principal créateur <strong>de</strong> ce co<strong>de</strong>, en année<br />
sabbatique dans notre équipe au cours <strong>de</strong> l’année 2000-2001. Une version nouvelle, incorporant la technique<br />
“Adaptative Mesh Refinement” est ainsi mise à notre disposition et ouvre <strong>de</strong>s perspectives scientifiques<br />
intéressantes. Un premier résultat important a été obtenu (Longaretti & Clarke <strong>2002</strong>).<br />
Nous avons engagé une exploration systématique <strong>de</strong>s instabilités MHD dans ces écoulements avec <strong>de</strong>s<br />
premiers résultats sur les instabilités d’interchange dans les jets (Kersalé, Longaretti, Pelletier 2000 ;<br />
Longaretti et Baty, en préparation). Le résultat principal <strong>de</strong> ces travaux est que le cisaillement magnétique<br />
n’est pas systématiquement stabilisant, et que <strong>de</strong>s instabilités rapi<strong>de</strong>s peuvent se produire dans les jets issus<br />
<strong>de</strong> disques ; le rôle <strong>de</strong> ces instabilités comme source d’énergie dans la production du rayonnement issu <strong>de</strong>s<br />
jets reste à éluci<strong>de</strong>r.<br />
Pour l’essentiel, l’aspect cinétique <strong>de</strong>s problèmes que nous abordons concerne le transport, l’accélération et<br />
la formation <strong>de</strong>s fonctions <strong>de</strong> distribution <strong>de</strong>s particules relativistes. Ces questions sont à peu près maîtrisées<br />
lorsque le milieu porteur est un plasma non relativiste, siège <strong>de</strong> perturbations et <strong>de</strong> chocs non relativistes.<br />
Elles ne le sont pas du tout lorsque le plasma dans son ensemble est relativiste. En particulier, les instabilités<br />
cinétiques, les excitations non linéaires, les chocs et l’accélération <strong>de</strong> Fermi en régime relativiste sont <strong>de</strong>s<br />
champs d’investigation encore très ouverts sur lesquels nous avons progressé (Pelletier & Marcowith 1998,<br />
Pelletier 1999). Pour que les protons atteignent le seuil d’énergie GZK (Greisen, Zatsemin, Kusmin) <strong>de</strong><br />
3x10 20 eV dans certains AGNs et GRBs, l’accélération <strong>de</strong> Fermi doit nécessairement être en régime<br />
52
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
1.4.3 Haute énergie<br />
relativiste avec <strong>de</strong>s perturbations ou turbulences magnétiques fortes (les temps d’accélération, <strong>de</strong> diffusion<br />
angulaire et <strong>de</strong> Larmor <strong>de</strong>viennent alors comparables). Une première application <strong>de</strong> ces développements a<br />
été élaborée pour les Gamma Ray Bursts (Pelletier & Kersalé 2000), qui s’avèrent être effectivement <strong>de</strong>s<br />
sources possibles <strong>de</strong> rayons cosmiques UHE.<br />
En ce qui concerne le transport <strong>de</strong>s rayons cosmiques dans les champs magnétiques irréguliers, l’état <strong>de</strong>s<br />
connaissances était réduit jusque dans un passé récent ; on disposait <strong>de</strong> la théorie perturbative appelée<br />
“Théorie Quasi Linéaire” pour les faibles niveaux <strong>de</strong> turbulence et pour les forts niveaux la conjecture <strong>de</strong><br />
Bohm qui revient à supposer que le libre parcours moyen <strong>de</strong>s particules est égal à leur rayon <strong>de</strong> Larmor.<br />
Nous avons apporté une réponse complète à ces questions dans un article récent (Casse, Lemoine, Pelletier<br />
2001). Nous avons exploré numériquement, grâce au co<strong>de</strong> mis au point par Martin Lemoine à l’IAP, sur<br />
<strong>de</strong>ux déca<strong>de</strong>s en rigidité (énergie par unité <strong>de</strong> charge) <strong>de</strong> particule et <strong>de</strong>ux déca<strong>de</strong>s en niveaux <strong>de</strong> turbulence<br />
magnétique (jusqu’à la suppression du champ moyen) les diverses propriétés du transport: fonction <strong>de</strong><br />
corrélation <strong>de</strong> trajectoire, diffusion angulaire, diffusion spatiale le long du champ moyen, diffusion<br />
transverse. Nous avons développé <strong>de</strong>s éléments <strong>de</strong> compréhension théorique en mettant en évi<strong>de</strong>nce le rôle<br />
du chaos magnétique. Les résultats sont importants pour la physique <strong>de</strong>s rayons cosmiques ; d’abord parce<br />
que les lois sont maintenant fiables, ensuite parce que la diffusion le long du champ moyen se présente<br />
comme une extrapolation du résultat quasi linéaire à condition <strong>de</strong> normaliser convenablement le paramètre<br />
<strong>de</strong> turbulence, que la diffusion transverse (qui régit le confinement <strong>de</strong>s rayons cosmiques) est une loi inédite<br />
entièrement contrôlée par le chaos magnétique, et que le régime <strong>de</strong> Bohm, pourtant très utilisé dans la<br />
communauté astroparticule pour évaluer les performances <strong>de</strong>s sources, n’existe pas… Outre les<br />
conséquences sur les sites d’accélération, nous avons mis en évi<strong>de</strong>nce un régime <strong>de</strong> diffusion pour les rayons<br />
cosmiques à rayon <strong>de</strong> Larmor plus grand que la longueur <strong>de</strong> corrélation dont les conséquences sont<br />
importantes pour leur transport <strong>de</strong>s sources vers l’Observatoire Pierre Auger.<br />
L'équipe s’est investie <strong>de</strong>puis plusieurs années sur la modélisation <strong>de</strong> l’émission haute énergie <strong>de</strong>s Noyaux<br />
Actifs <strong>de</strong> Galaxie (AGN), aussi bien les objets radios (ou blazars) que les objets radio –silencieux (galaxies<br />
<strong>de</strong> Seyferts). L’idée générale est <strong>de</strong> construire <strong>de</strong>s modèles autoconsistants expliquant l’énergétisation <strong>de</strong>s<br />
particules à partir <strong>de</strong> la libération d’énergie gravitationnelle dans le cadre <strong>de</strong>s modèles d’accrétion-éjection<br />
précé<strong>de</strong>nts.<br />
Pour rendre compte <strong>de</strong> l’extraordinaire variabilité <strong>de</strong>s Blazars dans le domaine <strong>de</strong> la haute énergie, l’équipe<br />
s’est engagée dans le développement d’un co<strong>de</strong> mettant en jeu les processus électrodynamiques (effet<br />
Compton incluant le régime Klein-Nishina et création <strong>de</strong> paires), le rayonnement synchrotron, l’accélération<br />
<strong>de</strong> fermi (Henri et al. 1998, 99, 2000). Ce co<strong>de</strong>, qui progresse constamment vers plus <strong>de</strong> réalisme, est un<br />
outil précieux apporté par notre équipe dans la collaboration HESS. Il montre le développement <strong>de</strong> sursauts<br />
avec un taux <strong>de</strong> répétition particulièrement rapi<strong>de</strong> avec <strong>de</strong>s caractéristiques tout à fait comparables à celles<br />
observées dans les blazars.<br />
La variabilité X rapi<strong>de</strong> <strong>de</strong>s galaxies <strong>de</strong> Seyfert a fait l’objet d’un modèle théorique fondé sur le<br />
développement d’un choc en région suffisamment compacte pour être opaque aux rayons gamma. Ainsi une<br />
extension <strong>de</strong> l’accélération <strong>de</strong> Fermi dans un choc avec création <strong>de</strong> paires a été construite. La réaction <strong>de</strong> la<br />
création <strong>de</strong> paires sur la structure du choc est à l’origine <strong>de</strong> la variabilité (Petrucci et al. 2001).<br />
Les performances <strong>de</strong>s AGNs comme accélérateurs <strong>de</strong> particules ont été estimées (Henri et al. 1999), ainsi<br />
que leur contribution possible à un fond <strong>de</strong> neutrinos <strong>de</strong> haute énergie. Les neutrinos sont alors un sousproduit<br />
<strong>de</strong> la photo-production <strong>de</strong> pions par les protons UHE entrant en collision avec les photons du corps<br />
noir UV émis par le disque d’accrétion. Ce travail a initié une discussion importante sur l’origine <strong>de</strong>s rayons<br />
gamma dans les “blazars”, à savoir, la manifestation <strong>de</strong>s processus électrodynamiques (effet Compton et<br />
création <strong>de</strong> paires électrons positrons) ou la manifestation <strong>de</strong> processus hadronique (essentiellement la photo<br />
production <strong>de</strong> pions). Nos arguments liés à la variabilité et l’efficacité <strong>de</strong> l’accélération <strong>de</strong> Fermi ont favorisé<br />
les modèles électrodynamiques, bien que la discussion continue <strong>de</strong> s’approfondir. Une étu<strong>de</strong> complète <strong>de</strong>s<br />
performances <strong>de</strong>s accélérateurs cosmiques a été réalisée (Pelletier 2000, Casse et al. 2001).<br />
53
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
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Fig. : Image 2D <strong>de</strong> l’éjection sporadique d’un plasma <strong>de</strong> paires électrons-positrons dans un jet relativiste,<br />
obtenue par la modélisation 1D du co<strong>de</strong> plasma relativiste <strong>de</strong>s jets extragalactiques. Les couleurs représentent la<br />
<strong>de</strong>nsité en paires sur une échelle logatithmique, obtenue en convoluant la <strong>de</strong>nsité calculée sur l’axe du jet par un<br />
profil transversal gaussien (cf. Thèse <strong>de</strong> N. Renaud).<br />
1.5 Prospective<br />
La question <strong>de</strong> l’existence <strong>de</strong>s Trous Noirs ne se pose quasiment plus ; ce sont <strong>de</strong>s questions concernant la<br />
physique <strong>de</strong> leur environnement qui se posent essentiellement. Après un fort investissement sur les modèles<br />
stationnaires, notre effort principal va porter sur la variabilité et les phénomènes éruptifs.<br />
Comment les éjections sont produites dans l’environnement <strong>de</strong>s Trous Noirs (AGNs ou micro quasars)? Le<br />
mécanisme dominant est-il un effet du champ magnétique sur le Trou Noir en rotation rapi<strong>de</strong> (Blandford-<br />
Znajek) ou sur le disque d’accrétion ? Quelle est la cause et l’énergie libérée par les éruptions sporadiques ?<br />
Quel est le rôle du champ magnétique dans l’éruption ? <strong>de</strong> la création <strong>de</strong> paires ? En quoi les sursauts<br />
sporadiques autour <strong>de</strong>s étoiles jeunes peuvent ai<strong>de</strong>r à cerner le phénomène ?<br />
Quel est le processus dominant du rayonnement gamma dans les blazars ? est-il électrodynamique ou<br />
hadronique ? ou les <strong>de</strong>ux selon les circonstances ? Les AGNs sont-ils <strong>de</strong>s accélérateurs performants <strong>de</strong><br />
rayons cosmiques UHE ? En quoi la variabilité <strong>de</strong>s spectres <strong>de</strong> haute énergie nous renseigne sur l’objet<br />
central ?<br />
54
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
Quelle est la physique <strong>de</strong> la formation du vent relativiste dans les GRBs ? Quelle est la physique <strong>de</strong><br />
l’émission gamma ? Les GRBs sont-ils les principaux accélérateurs <strong>de</strong>s rayons cosmiques UHE ? Peut-on<br />
détecter un flux <strong>de</strong> neutrinos <strong>de</strong> haute énergie en coïnci<strong>de</strong>nce avec le sursaut gamma ?<br />
Si l’Observatoire Pierre Auger fournit un spectre <strong>de</strong> rayons cosmiques au-<strong>de</strong>là <strong>de</strong> la limite GZK, quelle sera<br />
la part <strong>de</strong>s événements en provenance <strong>de</strong>s objets astrophysiques extragalactiques et celle <strong>de</strong>s événements en<br />
relation avec les désintégrations d’objets élémentaires proposés par les théories d’unification ?<br />
Telles sont les questions majeures qui vont dicter notre activité pour les quatre ans à venir. Le<br />
développement <strong>de</strong>s nouveaux observatoires gamma et “astroparticules” et <strong>de</strong>s dispositifs astronomiques <strong>de</strong><br />
haute résolution angulaire, en particulier le VLTI, va certainement nous permettre d’avancer à grands pas vers<br />
<strong>de</strong>s réponses à ces questions. Notre équipe est impliquée sur <strong>de</strong>s projets observationnels avec BEPPOSAX (3<br />
PI, 3 co-I), XMM (1 PI, 3 co-I), INTEGRAL (7 co-I), AMBER (8 propositions), CAT/CELESTE (membre <strong>de</strong> la<br />
collaboration), HESS (membre <strong>de</strong> la collaboration).<br />
Outre les développements théoriques, le développement du co<strong>de</strong> sur les “flares haute énergie” par notre<br />
équipe sera un outil essentiel pour apporter <strong>de</strong>s réponses à ces questions.<br />
Cependant nous ne négligerons pas les travaux <strong>de</strong> fond sur l’excitation <strong>de</strong> la turbulence MHD dans ces<br />
structures, les phénomènes <strong>de</strong> transport qui en découlent, sur la cinétique <strong>de</strong>s plasmas relativistes, le<br />
transport <strong>de</strong>s rayons cosmiques et leur accélération <strong>de</strong> Fermi en régime relativiste. Ces travaux seront<br />
accompagnés <strong>de</strong> simulations numériques lour<strong>de</strong>s, notamment avec la nouvelle version du co<strong>de</strong> Zeus 3D<br />
implantée sur notre site informatique.<br />
Notamment l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> l’effet du cisaillement magnétique sur la stabilité MHD <strong>de</strong>s jets entamée récemment<br />
(Kersalé et al. 2000 ; Baty et Longaretti, en préparation) sera poursuivie ; la possibilité <strong>de</strong> produire une<br />
turbulence interne, spécifique aux jets issus <strong>de</strong> disques kepleriens est en effet envisagée.<br />
La possibilité d’exciter la turbulence dans un flui<strong>de</strong> tournant présentant un cisaillement linéairement stable a<br />
été réexaminé en détail par P.-Y. Longaretti, sous la pression <strong>de</strong>s résultats récents publiés par J.-P. Zahn, B.<br />
Dubrulle et leurs collaborateurs. Une simulation numérique avec le co<strong>de</strong> Zeus est en cours et sera prolongée<br />
dans le domaine MHD ; en effet le co<strong>de</strong> a été adapté par D. Clark et P.Y. Longaretti pour simuler <strong>de</strong>s flots <strong>de</strong><br />
Couette et <strong>de</strong>s flots <strong>de</strong> couches <strong>de</strong> cisaillement en MHD. La turbulence semble <strong>de</strong>voir se développer avec un<br />
cisaillement keplerien ; il est clair que c’est un sujet important qui va nécessiter plusieurs années <strong>de</strong> travail<br />
intensif.<br />
L’ajustement <strong>de</strong>s modèles d’accrétion-éjection aux étoiles jeunes sera poursuivi, car il permet <strong>de</strong> mieux<br />
connaître les conditions d’éjection dans la couronne du disque d’accrétion et il contraint notamment les<br />
coefficients <strong>de</strong> transport anormaux.<br />
L’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s micro-quasars offre un cadre unique d’investigation <strong>de</strong>s processus d’accrétion-éjection, surtout<br />
grâce aux échelles <strong>de</strong> temps beaucoup plus courtes que celles observées dans les AGNs. En réalité on peut<br />
examiner dans les micro-quasars <strong>de</strong>s changements <strong>de</strong> régime qui se font sur une échelle beaucoup plus<br />
longue dans les AGNs (par un facteur 10 6 ), en revanche on examine dans les Blazars <strong>de</strong>s sursauts<br />
sporadiques à l’échelle <strong>de</strong> quelques heures qui sont inobservables dans les micro-quasars parce que trop<br />
rapi<strong>de</strong>s…<br />
Par ailleurs, l’équipe continuera d’organiser, notamment dans le cadre <strong>de</strong>s journées “Cosm’Alpes”, <strong>de</strong>s<br />
sessions <strong>de</strong> formation à la “physique frontière” afin d’adapter sa prospective aux concepts nouveaux dans le<br />
domaine <strong>de</strong>s hautes énergies, <strong>de</strong> manière à s’investir en temps opportun sur <strong>de</strong>s investigations pionnières,<br />
ouvertes par les nouveaux instruments <strong>de</strong> l’astroparticule.<br />
Notre équipe s’est fortement engagée dans l’accompagnement scientifique <strong>de</strong>s grands projets<br />
d’astroparticules ; nous sommes l’une <strong>de</strong>s rares équipes INSU à assurer cet accompagnement astrophysique.<br />
C’est à la fois enthousiasmant et préoccupant vu la faiblesse <strong>de</strong> notre effectif. Pour accomplir notre tâche, au<br />
cours <strong>de</strong>s quatre prochaines années, nous aurons besoin <strong>de</strong> recruter un jeune chercheur formé à la simulation<br />
MHD lour<strong>de</strong>, ainsi qu’un jeune chercheur formé aux processus physiques <strong>de</strong> haute énergie (cinétique et/ou<br />
rayonnement).<br />
Notre budget est assuré encore pour trois ans par les dotations <strong>de</strong> l’Institut Universitaire <strong>de</strong> France ; ensuite<br />
notre équipe pèsera davantage sur le soutien <strong>de</strong> base du LAOG. Par ailleurs, notre intégration dans certaines<br />
collaborations <strong>de</strong> projet, notamment l’observatoire HESS, induit <strong>de</strong>s engagements financiers INSU et/ou<br />
LAOG proportionnels aux nombres <strong>de</strong> voix dont nous disposons.<br />
55
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
2 Evolution stellaire<br />
2.1 Composition <strong>de</strong> l’équipe<br />
Permanent: Manuel Forestini (MCF)<br />
Thésitive: Gwenaëlle Leclair (1ère année)<br />
2.2 Faits saillants<br />
• Nous avons développé pour la première fois un site Internet interactif permettant à <strong>de</strong>s observateurs<br />
d’introduire leurs données et d’avoir en retour <strong>de</strong>s informations très complètes sur le statut évolutif et les<br />
caractéristiques <strong>de</strong> surface <strong>de</strong>s étoiles observées. Cela concerne actuellement <strong>de</strong>s grilles d’étoiles PMS et<br />
MS <strong>de</strong> 0.1 à 7 M o pour quatre métallicités différentes (voir Sect. 2.3.1). A terme, nous comptons non<br />
seulement entretenir mais davantage développer ce site très utilisé.<br />
• Nous avons effectué les premiers calculs évolutifs à la phase RGB en couplant la résolution du transport<br />
<strong>de</strong> matière à celle <strong>de</strong>s équations <strong>de</strong> la structure stellaire. Cela nous a déjà permis <strong>de</strong> démontrer<br />
l’existence, au début <strong>de</strong> cette phase, d’une instabilité thermique (que nous avons baptisée flash du<br />
Lithium; voir section 2.32 liée à ce transport).<br />
• La question <strong>de</strong>meurait ouverte <strong>de</strong> savoir si les étoiles AGB primordiales (c’est-à-dire à métallicité nulle)<br />
connaissaient une phase <strong>de</strong> pulses thermiques. Nous avons effectué <strong>de</strong> premiers calculs montrant que<br />
c’est bien le cas et avons calculé en détail la nucléosynthèse <strong>de</strong>s éléments lourds dont ces étoiles peuvent<br />
être la source (voir Sect. 2.3.3).<br />
2.3 Bilan<br />
Nos activités <strong>de</strong> recherche en évolution stellaire poursuivent un double objectif: calculer <strong>de</strong>s modèles<br />
évolutifs d’étoiles constituant un outil d’interprétation <strong>de</strong> données observationnelles et progresser dans notre<br />
compréhension du fonctionnement <strong>de</strong>s étoiles ainsi que dans la modélisation <strong>de</strong>s phénomènes complexes qui<br />
s’y déroulent.<br />
Le premier objectif n’a <strong>de</strong> sens qu’en interface étroite avec d’autres équipes <strong>de</strong> recherche menant <strong>de</strong>s<br />
observations photométriques, spectroscopiques, voire interférométriques d’étoiles particulières. Des modèles<br />
stellaires dédiés peuvent alors être calculés en fonction <strong>de</strong>s observables.<br />
Le second objectif constitue une démarche opposée, et concerne <strong>de</strong> manière privilégiée <strong>de</strong>s objets stellaires<br />
pour lesquels plusieurs observations <strong>de</strong>meurent en désaccord avec les prédictions <strong>de</strong>s modèles. Cela<br />
concerne principalement les phases ultimes <strong>de</strong> l’évolution stellaire. A l’instar <strong>de</strong>s contraintes apportées par<br />
l’astérosismologie pour les étoiles <strong>de</strong> la séquence principale, l’observation <strong>de</strong> l’évolution <strong>de</strong> la composition<br />
chimique à la surface d’étoiles évoluées permet <strong>de</strong> son<strong>de</strong>r leur intérieur également, et produit actuellement<br />
les contraintes les plus précises concernant les mécanismes couplés <strong>de</strong> transport et <strong>de</strong> nucléosynthèse<br />
caractéristiques <strong>de</strong>s intérieurs <strong>de</strong> tels objets. C’est donc grâce à <strong>de</strong> telles déterminations que la théorie <strong>de</strong>s<br />
processus stellaires gouvernant l’évolution interne <strong>de</strong>s étoiles évoluées peut être améliorée, mieux modélisée,<br />
et finalement, mieux traitée dans un co<strong>de</strong> d’évolution stellaire. Les enjeux dépassent ici largement le cadre<br />
stellaire, puisque, entre autres, une meilleure modélisation <strong>de</strong>s phases avancées <strong>de</strong> l’évolution <strong>de</strong>s étoiles<br />
représente l’ingrédient <strong>de</strong> base pour une meilleure compréhension <strong>de</strong> l’évolution chimique et spectrophotométrique<br />
<strong>de</strong>s galaxies.<br />
56
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
2.3.1 Grilles <strong>de</strong> modèles PMS et MS<br />
Nous avons poursuivi la modélisation d’étoiles Pré-Séquence Principale en tenant compte <strong>de</strong> l’accrétion <strong>de</strong><br />
matière qui caractérise bon nombre d’entre elles. Un modèle d’accrétion avait été développé dans le cadre <strong>de</strong><br />
la thèse <strong>de</strong> Lionel Siess (1993-1996). Nous l’avons utilisé pour le calcul <strong>de</strong> quelques grilles <strong>de</strong> modèles<br />
évolutifs incluant ce traitement <strong>de</strong> l’accrétion, ce qui nous a permis <strong>de</strong> fournir <strong>de</strong>s prédictions nouvelles<br />
concernant les tracés évolutifs PMS, influencés par les actions mécanique (accrétion <strong>de</strong> matière) et<br />
énergétique (combustion du Deutérium) <strong>de</strong> ce phénomène d’accrétion (Siess et al. 1999).<br />
Par ailleurs, dans le cadre <strong>de</strong> la thèse d’Emmanuel Dufour (1997-2000), nous avons mis au point une<br />
nouvelle équation d’état pour notre co<strong>de</strong> d’évolution stellaire. Bien plus rigoureuse et adaptée pour les<br />
phases évolutives qui nous intéressent (voir Sect. 2.3.5), cela nous a entre autres permis <strong>de</strong> réaliser <strong>de</strong>s<br />
modèles d’étoiles <strong>de</strong> très faible masse <strong>de</strong> qualité comparable aux meilleurs publiés. Nous avons par<br />
conséquent entrepris le calcul <strong>de</strong> vastes grilles <strong>de</strong> modèles évolutifs Pré-Séquence Principale et Séquence<br />
Principale pour <strong>de</strong>s étoiles dont la masse initiale est comprise entre 0.1 et 7 M o , pour 4 métallicités<br />
différentes (Siess et al. 2000). Ces nouvelles données permettent d’interpréter <strong>de</strong> nombreuses observations.<br />
Nous avons créé un site Internet interactif à disposition <strong>de</strong> la communauté, permettant <strong>de</strong> fournir un vaste<br />
ensemble <strong>de</strong> prédictions (masse, âge, statut évolutif, caractéristiques <strong>de</strong> surface, composition chimique<br />
superficielle, ...) en entrant <strong>de</strong>s données observées (couleurs, indices <strong>de</strong> couleur). Nous assurons le calcul <strong>de</strong><br />
nouvelles grilles <strong>de</strong> modèles évolutifs pour alimenter ce site chaque fois que les développements effectués<br />
dans notre co<strong>de</strong> d’évolution stellaire le justifieront.<br />
Enfin, nous continuons à effectuer <strong>de</strong>s modèles évolutifs sur mesure en fonction <strong>de</strong>s besoins d’autres équipes<br />
du LAOG ou d’autres équipes françaises. Nous avons ainsi calculé par exemple récemment <strong>de</strong>s modèles<br />
évolutifs d’étoiles <strong>de</strong> 0.8 et 1.5 M o (par pas <strong>de</strong> 0.1 M o ) et quatre métallicités plus élevées que celle du Soleil<br />
jusqu’au terme <strong>de</strong> la phase RGB, pour Clau<strong>de</strong> Bertout (IAP).<br />
2.3.2 Vers une nouvelle génération <strong>de</strong> modèles évolutifs<br />
Au cours <strong>de</strong> ces <strong>de</strong>rnières années, nous avons beaucoup travaillé au développement et au traitement <strong>de</strong> divers<br />
mécanismes <strong>de</strong> transport <strong>de</strong> matière. Selon les données spectroscopiques, <strong>de</strong> tels processus jouent<br />
manifestement un rôle déterminant aux phases avancées <strong>de</strong> l’évolution <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> masse faible (c’est-àdire<br />
les phases Post-Séquence Principale). Traités <strong>de</strong> manière paramétrique et empirique jusqu’à présent dans<br />
les modèles évolutifs publiés, ces mécanismes se sont avérés indispensables pour expliquer l’évolution <strong>de</strong> la<br />
composition chimique à la surface <strong>de</strong>s étoiles géantes rouges. Nous avons entrepris, avec Corinne<br />
Charbonnel (du laboratoire d’Astrophysique <strong>de</strong> Toulouse), <strong>de</strong> les modéliser <strong>de</strong> manière rigoureuse et<br />
cohérente, c’est-à-dire en couplant leur traitement à la résolution <strong>de</strong>s équations <strong>de</strong> la structure stellaire. Notre<br />
objectif est <strong>de</strong> produire <strong>de</strong>s modèles évolutifs <strong>de</strong> nouvelle génération pour les phases avancées RGB et AGB.<br />
Ce travail théorique et numérique vient d’être achevé dans notre co<strong>de</strong> d’évolution stellaire (voir Sect. 2.3.5),<br />
en partie dans le cadre <strong>de</strong> la thèse d’Ana Palacios (1999-<strong>2002</strong>, co-dirigée par les laboratoires<br />
d’Astrophysique <strong>de</strong> Toulouse et <strong>de</strong> Grenoble). En particulier, nous traitons à présent <strong>de</strong> manière couplée le<br />
transport <strong>de</strong> moment cinétique, ainsi que celui <strong>de</strong>s espèces chimiques induit par la rotation différentielle<br />
(cisaillement et circulation méridienne). Nous avons déjà obtenu quelques résultats tout-à-fait originaux, dus<br />
au traitement couplé, dans notre co<strong>de</strong> d’évolution stellaire, <strong>de</strong> ces mécanismes <strong>de</strong> transport, <strong>de</strong>s réactions<br />
nucléaires spécifiques que ceux-ci induisent et <strong>de</strong> le rétroaction énergétique qui en résulte. Nous avons ainsi<br />
mis en évi<strong>de</strong>nce l’existence d’un flash <strong>de</strong> Lithium au tout début <strong>de</strong> la phase RGB, instabilité thermique liée<br />
au transport rapi<strong>de</strong> <strong>de</strong> Béryllium sous l’enveloppe convective <strong>de</strong> tels objets au moment précis où le transport<br />
<strong>de</strong>vient très efficace (Palacios et al. 2001). Des résultats nouveaux ont également été obtenus même sur la<br />
Séquence Principale (publication en préparation pour A&A).<br />
Nous mettons donc beaucoup d’espoir dans le calcul <strong>de</strong> nouveaux modèles évolutifs pour les phases RGB et<br />
AGB, avec cette physique très sophistiquée. Des premiers modèles exploratoires sont en cours <strong>de</strong> calcul pour<br />
la phase RGB. Ils sont, évi<strong>de</strong>mment, assez difficiles à calculer (voir Sect. 2.4.2).<br />
Ces divers travaux en cours s’effectuent dans le cadre d’une vaste collaboration nationale, dont nous sommes<br />
pilote au LAOG, projet soutenu <strong>de</strong> manière prioritaire et financé comme tel par le Programme National <strong>de</strong><br />
Physique Stellaire (PNPS), <strong>de</strong>puis trois ans. La principale originalité <strong>de</strong> cette collaboration est la réunion, au<br />
sein <strong>de</strong> notre équipe, <strong>de</strong> spécialistes <strong>de</strong> modèles évolutifs, d’observations spectroscopiques d’étoiles géantes<br />
57
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
rouges et <strong>de</strong> calcul <strong>de</strong> modèles d’atmosphères adaptés à ce type d’étoiles. Nous coordonnons ainsi nos efforts<br />
dans le même but: contraindre les modèles évolutifs par <strong>de</strong>s mesures précises et pertinentes d’abondances<br />
superficielles et la réalisation <strong>de</strong> modèles évolutifs dont les prédictions sont amenées à <strong>de</strong>venir <strong>de</strong> plus en<br />
plus réalistes. Précisons que tous les modèles évolutifs calculés aussi bien à Toulouse qu’à Grenoble sont<br />
réalisés avec notre co<strong>de</strong> d’évolution stellaire, développé au LAOG.<br />
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Fig. : Profils d’abondance <strong>de</strong> différents éléments chimiques clés sous l’enveloppe convective d’une étoile AGB au<br />
moment du dredge-up. La prise en compte <strong>de</strong> mécanismes <strong>de</strong> transport <strong>de</strong> matière à cet endroit permet la mise en<br />
évi<strong>de</strong>nce <strong>de</strong> la région enrichie en 13C et 14N.<br />
2.3.3 Les progrès à la phase AGB<br />
Le rôle <strong>de</strong>s mécanismes <strong>de</strong> mélange <strong>de</strong> matière et le couplage <strong>de</strong> ceux-ci avec les réactions nucléaires à<br />
l’endroit <strong>de</strong>s couches en fusion, sous l’enveloppe convective, sont encore plus complexes et déterminants à<br />
la phase ultime AGB. C’est entre autres un tel couplage qui est directement à l’origine <strong>de</strong> la synthèse, en<br />
gran<strong>de</strong> partie par ces étoiles, <strong>de</strong> tous les éléments lourds, au-<strong>de</strong>là du Fe, par le processus s.<br />
Nous avons poursuivi la modélisation <strong>de</strong> la phase TP-AGB (phase AGB terminale durant laquelle se<br />
produisent les pulses thermiques) en prenant en compte divers mécanismes possibles <strong>de</strong> mélange. Nous<br />
avons en particulier montré, sur base <strong>de</strong> modèles évolutifs, qu’un traitement diffusif (dépendant du temps) <strong>de</strong><br />
l’overshooting sous l’enveloppe convective permettait à la fois <strong>de</strong> faciliter la pénétration <strong>de</strong> celle-ci dans la<br />
région inter-couche à la suite <strong>de</strong>s pulses thermiques (le troisième dredge-up) et la production d’une poche <strong>de</strong><br />
CN (considérablement enrichie en 13C et 14N), dans laquelle par la suite, est sensé se dérouler le processus<br />
s. Il est d’ores et déjà démontré que c’est bien ce type <strong>de</strong> mécanisme qui sera capable d’expliquer<br />
l’enrichissement observé en 12C et en éléments s à la surface <strong>de</strong>s étoiles AGB au cours du temps. Afin<br />
d’étudier en grand détail la nucléosynthèse (en particulier <strong>de</strong>s éléments lourds) qui découle <strong>de</strong> ces processus<br />
<strong>de</strong> mélange dépendant du temps, nous avons entamé une forte collaboration avec l’Institut d’Astronomie et<br />
d’Astrophysique <strong>de</strong> Bruxelles (IAA, Belgique), spécialisé dans la nucléosynthèse stellaire, et plus<br />
spécifiquement le processus s (qu’à Grenoble, nous ne traitons que sommairement). Soutenue par un<br />
financement européen (programme Tournesol), cette collaboration nous permet <strong>de</strong> contraindre la physique<br />
(encore inconnue) <strong>de</strong>s mécanismes <strong>de</strong> mélange par la nature du processus s produit par la poche <strong>de</strong> CN qu’ils<br />
engendrent. Nos co<strong>de</strong>s ont été adaptés pour calculer en grand détail cette nucléosynthèse sur base <strong>de</strong>s<br />
modèles évolutifs que nous produisons au LAOG, en particulier grâce au post-doctorat Marie-Curie <strong>de</strong><br />
Lionel Siess à Bruxelles. A terme, nous espérons pouvoir produire <strong>de</strong>s modèles évolutifs cohérents d’étoiles<br />
AGB, reproduisant correctement toutes les anomalies d’abondances et <strong>de</strong> rapports isotopiques observés, et en<br />
particulier l’enrichissement en 12C et en éléments s. Signalons qu’un effort tout particulier vient d’être<br />
entrepris concernant les étoiles primordiales (à métallicité presque nulle) pour lesquelles les premières<br />
observations d’abondances d’éléments lourds (réalisées par l’équipe bruxelloise) commencent. Nous avons<br />
58
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
donc, avec Lionel Siess, adapté notre co<strong>de</strong> d’évolution stellaire afin <strong>de</strong> pouvoir calculer <strong>de</strong>s modèles<br />
évolutifs d’étoiles ne contenant que <strong>de</strong> l’Hydrogène et <strong>de</strong> l’Hélium. Lionel Siess a déjà calculé un ensemble<br />
d’étoiles primordiales, jusqu’à la phase AGB, afin d’y calculer le processus s, avec nos collaborateurs à<br />
Bruxelles (Siess et al. 2001).<br />
Ce travail concernant les étoiles AGB s’inscrit également dans notre projet national soutenu par le PNPS. Il<br />
est également aidé par les déterminations <strong>de</strong> rapports isotopiques dans <strong>de</strong>s enveloppes circumstellaires<br />
d’étoiles AGB très évoluées (observations millimétriques effectuées à l’IRAM; Kahane et al. 2000). Sur ce<br />
<strong>de</strong>rnier point, une publication est en préparation concernant le rapport isotopique du Carbone à la surface<br />
d’un échantillon d’étoiles <strong>de</strong> type J.<br />
2.3.4 Modélisation synthétique <strong>de</strong> la phase TP-AGB<br />
En parallèle au calcul <strong>de</strong> modèles évolutifs complets, particulièrement coûteux en temps à la phase AGB,<br />
nous avons poursuivi le développement <strong>de</strong> la modélisation synthétique <strong>de</strong> la phase <strong>de</strong>s pulses thermiques<br />
caractéristique <strong>de</strong> ces objets. Il s’agit <strong>de</strong> calculer en détail la nucléosynthèse très riche dont ces étoiles sont le<br />
siège, tout en approximant le calcul <strong>de</strong> leur évolution structurelle. Ceci permet en fait <strong>de</strong> fournir assez<br />
rapi<strong>de</strong>ment et assez précisément <strong>de</strong>s incertitu<strong>de</strong>s quant aux prédictions <strong>de</strong>s modèles complets, concernant<br />
principalement l’évolution <strong>de</strong> leur composition chimique superficielle. Celles-ci sont entre autres engendrées<br />
par les incertitu<strong>de</strong>s importantes entachant certains taux <strong>de</strong> réactions nucléaires critiques ou encore une<br />
méconnaissance <strong>de</strong> la profon<strong>de</strong>ur atteinte par l’enveloppe convective lors du troisième dredge-up. Nous<br />
avons travaillé en collaboration avec John Lattanzio (<strong>de</strong> l’Université <strong>de</strong> Melbourne, en Australie) à<br />
l’exploitation <strong>de</strong> ces modèles synthétiques (Frost et al. 1998, ainsi que Lattanzio et al. 2000). En particulier,<br />
ce co<strong>de</strong> nous a permis <strong>de</strong> préciser le rôle <strong>de</strong>s étoiles AGB pour la production du Lithium à l’échelle<br />
galactique (Travaglio et al. 2001). Cette collaboration a été soutenue financièrement durant quatre années par<br />
le PICS franco-australien.<br />
Or, la principale incertitu<strong>de</strong> <strong>de</strong>meurant pour la modélisation <strong>de</strong> la phase AGB concerne l’évolution du taux<br />
<strong>de</strong> perte <strong>de</strong> masse que ces étoiles subissent jusqu’à l’éjection <strong>de</strong> leur nébuleuse planétaire. Celle-ci<br />
conditionne en particulier la durée <strong>de</strong> la phase TP-AGB, c’est-à-dire le nombre <strong>de</strong> pulses thermiques et <strong>de</strong><br />
troisièmes dredge-up qui se produisent, ce qui est directement connecté au rôle quantitatif que ces objet<br />
jouent à l’échelle <strong>de</strong> l’évolution chimique et spectro-photométrique <strong>de</strong>s galaxies. Dans le cadre du stage <strong>de</strong><br />
DEA <strong>de</strong> Gwenaëlle Leclair, nous avons entrepris d’améliorer considérablement notre co<strong>de</strong> synthétique afin<br />
qu’il puisse, <strong>de</strong> manière aussi cohérente que possible, fournir également <strong>de</strong>s prédictions pour différentes<br />
prescriptions possibles <strong>de</strong> taux <strong>de</strong> perte <strong>de</strong> masse à la phase AGB. Nous sommes donc à présent en mesure <strong>de</strong><br />
dire pour la première fois quantitativement comment l’enrichissement chimique dont les étoiles AGB sont<br />
responsables dépend du taux <strong>de</strong> perte <strong>de</strong> masse invoqué pour leur modélisation. Nous ne tar<strong>de</strong>rons pas à<br />
utiliser cet outil pour répondre à cette importante question au travers <strong>de</strong>s nouvelles grilles <strong>de</strong> modèles<br />
évolutifs d’étoiles AGB dont nous avons commencé le calcul (voir Sect. 2.4.3).<br />
2.3.5 Développements du co<strong>de</strong> d’évolution stellaire<br />
D’importants changements ont été effectués dans notre co<strong>de</strong> d’évolution stellaire. Tout d’abord, nous avons<br />
complètement changé d’équation d’état. Notre nouvelle équation d’état est particulièrement bien adaptée aux<br />
calculs d’évolution stellaire. Grâce à une nouvelle variable dépendante, remplaçant la masse volumique ou la<br />
pression, nous pouvons traiter la dégénérescence électronique et l’ionisation par pression <strong>de</strong> manière précise<br />
et rapi<strong>de</strong>, partout dans l’étoile. Ceci nous a permis <strong>de</strong> modéliser avec succès les étoiles <strong>de</strong> très faible masse,<br />
<strong>de</strong> traverser sans difficulté la combustion centrale explosive <strong>de</strong> l’Hélium et <strong>de</strong> mieux traiter la région <strong>de</strong>s<br />
couches en fusion à la phase AGB. Par ailleurs, les gran<strong>de</strong>urs thermodynamiques sont à présent calculées <strong>de</strong><br />
manière cohérente à partir <strong>de</strong> la minimisation <strong>de</strong> l’énergie libre <strong>de</strong> Helmholtz, permettant en particulier <strong>de</strong><br />
calculer rigoureusement les modifications d’énergie interne et d’entropie engendrées par les changements <strong>de</strong><br />
composition chimique <strong>de</strong> l’enveloppe convective à l’occasion <strong>de</strong>s dredge-up (ce qui n’est pas le cas dans la<br />
plupart <strong>de</strong>s autres co<strong>de</strong>s d’évolution stellaire existants).<br />
Par ailleurs, nous avons achevé le traitement <strong>de</strong>s équations <strong>de</strong> diffusion décrivant les mécanismes <strong>de</strong><br />
transport <strong>de</strong> matière par une métho<strong>de</strong> d’éléments finis. Ensuite, dans le cadre <strong>de</strong> la thèse d’Ana Palacios (codirigée<br />
par les laboratoires d’Astrophysique <strong>de</strong> Toulouse et <strong>de</strong> Grenoble), nous avons incorporé un<br />
59
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
traitement complet et cohérent du transport couplé <strong>de</strong> moment cinétique et <strong>de</strong>s espèces chimiques au travers<br />
du mélange turbulent et <strong>de</strong> la circulation méridienne induits par la rotation différentielle. Nous sommes les<br />
premiers à pouvoir ainsi suivre ces mécanismes <strong>de</strong> transport <strong>de</strong> manière couplée à la résolution <strong>de</strong>s équations<br />
<strong>de</strong> la structure stellaire, afin <strong>de</strong> pouvoir suivre la rétroaction énergétique éventuelle que ceux-ci peuvent<br />
engendrer, particulièrement aux phases avancées <strong>de</strong> l’évolution stellaire.<br />
Enfin, le co<strong>de</strong> a été profondément remanié et optimisé, dans le cadre <strong>de</strong> sa préparation au calcul <strong>de</strong> vastes<br />
grilles <strong>de</strong> modèles évolutifs d’étoiles AGB que nous venons d’entreprendre (voir Sect. 2.4.3). Pour cela, nous<br />
avons d’ailleurs obtenu <strong>de</strong> très importants moyens <strong>de</strong> calcul sur <strong>de</strong>s machines nationales (du CINES).<br />
2.4 Prospective<br />
2.4.1 Vers une modélisation cohérente <strong>de</strong> la phase PMS<br />
Grâce aux améliorations <strong>de</strong> notre co<strong>de</strong> d’évolution stellaire, nous sommes à présent en mesure <strong>de</strong> pouvoir<br />
calculer la phase Pré-Séquence Principale en suivant l’accrétion <strong>de</strong> matière, le transport du moment cinétique<br />
en partie déposé par cette accrétion (ce qui nous permet <strong>de</strong> suivre l’évolution <strong>de</strong> la vitesse <strong>de</strong> rotation<br />
superficielle, avec <strong>de</strong>s lois <strong>de</strong> freinage appropriées) ainsi que le transport <strong>de</strong>s éléments chimiques<br />
éventuellement induits par mélange turbulent. Nous envisageons donc le calcul <strong>de</strong> vastes grilles <strong>de</strong> modèles<br />
PMS et MS <strong>de</strong> cette envergure, ce qui nous permettra en particulier <strong>de</strong> fournir <strong>de</strong>s prédictions cohérentes<br />
concernant les corrélations (ou non) entre abondances <strong>de</strong>s éléments légers et vitesse <strong>de</strong> rotation observées.<br />
2.4.2 La phase RGB<br />
Dans la suite logique <strong>de</strong> nos travaux, et dans la continuité <strong>de</strong> la thèse d’Ana Palacios, nous allons<br />
entreprendre le calcul <strong>de</strong> vastes grilles <strong>de</strong> modèles évolutifs incluant le transport <strong>de</strong> moment cinétique et les<br />
transports induits <strong>de</strong>s espèces chimiques jusqu’au sommet <strong>de</strong> la phase RGB. Notre espoir est <strong>de</strong> réconcilier<br />
les prédictions <strong>de</strong>s modèles évolutifs avec les observations très précises <strong>de</strong> l’évolution <strong>de</strong> divers rapports<br />
isotopiques et abondances à la surface <strong>de</strong>s étoiles géantes rouges (principalement Li, C, O, Na, Mg). Nous<br />
avons déjà démontré qu’il était pour cela nécessaire <strong>de</strong> suivre <strong>de</strong> manière couplée ces processus et<br />
l’évolution structurelle, avec quelques premiers résultats encourageants (voir Sect. 2.3.2).<br />
2.4.3 La phase AGB<br />
Forts <strong>de</strong> nos premiers résultats obtenus en calculant la phase TP-AGB en prenant en compte un mécanisme<br />
<strong>de</strong> transport <strong>de</strong> matière dépendant du temps sous l’enveloppe convective et aux frontières <strong>de</strong>s pulses<br />
thermiques (voir Sect. 2.3.3), nous avons entrepris (avec Corinne Charbonnel, du laboratoire<br />
d’Astrophysique <strong>de</strong> Toulouse et Lionel Siess, à Bruxelles) le calcul <strong>de</strong> vastes grilles <strong>de</strong> modèles évolutifs,<br />
incluant une telle physique, <strong>de</strong>stinés à être poursuivis jusqu’à l’éjection <strong>de</strong> la nébuleuse planétaire pour <strong>de</strong>s<br />
étoiles <strong>de</strong> 6 masses initiales différentes (<strong>de</strong> 1 à 6 M o ) et <strong>de</strong> six métallicités différentes (incluant <strong>de</strong>s étoiles<br />
primordiales, à Z=0). Jamais <strong>de</strong>s calculs aussi vastes n’ont été entrepris jusqu’alors. Le calcul systématique<br />
<strong>de</strong> la nucléosynthèse <strong>de</strong>s éléments lourds (par le processus s) sera réalisé à Bruxelles. Cela <strong>de</strong>vrait nous<br />
permettre d’être les premiers à fournir <strong>de</strong>s "yields" cohérents pour un vaste ensemble <strong>de</strong> masses et <strong>de</strong><br />
métallicités. Grâce à ces futures grilles <strong>de</strong> modèles, nous aurons également enfin une vue d’ensemble qui<br />
nous permettra d’apprécier les succès et les échecs liés à notre capacité actuelle <strong>de</strong> modélisation <strong>de</strong> la phase<br />
AGB, certainement la plus complexe <strong>de</strong> toutes. Ces calculs, particulièrement lourds et délicats, sont en cours.<br />
Par ailleurs, nous espérons également parvenir à poursuivre nos calculs <strong>de</strong> modèles évolutifs incluant le suivi<br />
du transport <strong>de</strong> moment cinétique jusqu’à la phase TP-AGB (ce qui nécessitera sans doute d’autres<br />
adaptations <strong>de</strong> notre co<strong>de</strong> d’évolution stellaire), afin <strong>de</strong> pouvoir déterminer précisément l’influence qu’a la<br />
rotation à l’intérieur <strong>de</strong> ces étoiles sur la nucléosynthèse très spécifique dont elles sont le siège, en analysant<br />
tout particulièrement le processus s.<br />
60
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
2.4.4 La modélisation <strong>de</strong>s étoiles plus massives<br />
Notre objectif à moyen terme est bien entendu <strong>de</strong> fournir <strong>de</strong>s prédictions homogènes, cohérentes et<br />
reproduisant les observations, concernant la production <strong>de</strong>s éléments chimiques par nucléosynthèse stellaire<br />
pour un vaste ensemble <strong>de</strong> masses et <strong>de</strong> compositions chimiques initiales. Dans cet esprit, nous allons<br />
entreprendre le calcul <strong>de</strong>s phases ultimes <strong>de</strong> l’évolution <strong>de</strong>s étoiles dont la masse initiale est comprise entre 7<br />
et 10 M o , toujours pour différentes compositions chimiques initiales. Ces phases sont particulièrement<br />
méconnues (elles n’ont, dans le passé, été modélisées qu’une seule fois, avec une physique assez<br />
rudimentaire et sans prendre en compte la perte <strong>de</strong> masse). Pourtant, l’impact <strong>de</strong> tels objets pour l’évolution,<br />
en particulier chimique, <strong>de</strong>s galaxies pourrait être important. Pour y parvenir, il faudra tout d’abord mettre à<br />
jour notre réseau <strong>de</strong> réactions nucléaires et prendre en compte les <strong>de</strong>rniers taux <strong>de</strong> réactions. Il nous faudra<br />
aussi introduire, dans ce réseau mais également sur le plan énergétique, la <strong>de</strong>scription du processus URCA. Il<br />
semble que la combustion centrale du Carbone puisse être explosive au sein <strong>de</strong> ces objets. Il semble qu’elle<br />
s’achève aussi par une phase <strong>de</strong> pulses thermiques récurrents (déjà désignée par phase Super-AGB). Ce<br />
travail fait l’objet <strong>de</strong> la thèse <strong>de</strong> Gwenaëlle Leclair, qui vient <strong>de</strong> commencer au LAOG.<br />
En outre, dans le cadre d’un post-doctorat à Bruxelles, Ana Palacios <strong>de</strong>vrait commencer dès l’an prochain la<br />
modélisation <strong>de</strong>s étoiles massives avec transport <strong>de</strong> moment cinétique. Nous ne sommes pas les premiers en<br />
ce domaine. Toutefois, du fait <strong>de</strong>s outils dont nous disposons au travers <strong>de</strong> notre collaboration avec<br />
Bruxelles, nous <strong>de</strong>vrions pouvoir analyser en grand détail la nucléosynthèse au sein <strong>de</strong> ces objets ainsi<br />
modélisés. Cela poursuivra donc notre objectif.<br />
2.4.5 A plus long terme<br />
La physique actuellement incorporée dans les co<strong>de</strong>s d’évolution stellaire (à une dimension) <strong>de</strong>vient assez<br />
sophistiquée. Les observations nous ont conduit à traiter <strong>de</strong>s mécanismes complexes ayant souvent une<br />
origine physique multidimensionnelle. Par ailleurs, certaines phases évolutives (surtout la phase TP-AGB)<br />
sont délicates à calculer numériquement, en partie à cause du découplage existant entre la résolution <strong>de</strong>s<br />
équations <strong>de</strong> la structure stellaire et celles <strong>de</strong> la nucléosynthèse. Enfin, la modélisation multidimensionnelle<br />
<strong>de</strong> l’évolution stellaire, <strong>de</strong>venue envisageable du point <strong>de</strong> vue <strong>de</strong>s moyens informatiques, apporterait un<br />
<strong>de</strong>gré <strong>de</strong> réalisme considérablement supérieur, étant données les observables actuelles, et nous permettrait<br />
d’abor<strong>de</strong>r <strong>de</strong>s questions tout-à-fait nouvelles (prise en compte complète <strong>de</strong> la rotation, étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s systèmes<br />
binaires serrés avec transfert <strong>de</strong> masse, prise en compte <strong>de</strong> la géométrie d’accrétion autour <strong>de</strong>s étoiles jeunes,<br />
...)<br />
Pour l’ensemble <strong>de</strong> ces raisons, il nous paraît nécessaire <strong>de</strong> déjà songer à préparer l’avenir, dans cette<br />
direction. Dans un premier temps, nous allons changer <strong>de</strong> métho<strong>de</strong> numérique pour résoudre les équations <strong>de</strong><br />
la structure stellaire ainsi que celles <strong>de</strong> la nucléosynthèse et du transport <strong>de</strong> matière. Il s’agit d’utiliser une<br />
métho<strong>de</strong> numérique très mo<strong>de</strong>rne et robuste, déjà utilisée avec succès pour la résolution <strong>de</strong> problèmes<br />
hydrodynamiques. Ce travail est en cours, avec nos collaborateurs à Bruxelles. Ceux-ci implantent cette<br />
métho<strong>de</strong> pour la résolution couplée <strong>de</strong> gros réseaux <strong>de</strong> réactions nucléaires (dont le processus s) avec un<br />
terme diagonal <strong>de</strong> transport <strong>de</strong>s éléments chimiques. Par ailleurs, à Grenoble, dans le cadre <strong>de</strong> la thèse <strong>de</strong><br />
Gwenaëlle Leclair, nous allons utiliser cette même métho<strong>de</strong> pour résoudre les équations <strong>de</strong> la structure<br />
stellaire. A terme, si cela convient, nous <strong>de</strong>vrions donc être en mesure <strong>de</strong> résoudre <strong>de</strong> manière simultanée<br />
l’ensemble structure+nucléosynthèse+transport. Nous serions le premier co<strong>de</strong> français d’évolution stellaire<br />
<strong>de</strong> ce type (il en existe déjà <strong>de</strong>ux dans le mon<strong>de</strong>, mais utilisant <strong>de</strong>s métho<strong>de</strong>s numériques plus vétustes). Les<br />
intérêts <strong>de</strong> résoudre tout simultanément est évi<strong>de</strong>nt, particulièrement lors <strong>de</strong>s phases où le transport <strong>de</strong><br />
matière est, comme nous l’avons expliqué, couplé aux réactions nucléaires avec rétroaction énergétique.<br />
Si cette étape est réalisée avec succès, nous pourrons alors envisager la résolution <strong>de</strong> la structure stellaire à<br />
plus d’une dimension. Pour y parvenir, il sera alors nécessaire d’adjoindre à notre projet <strong>de</strong>s spécialistes <strong>de</strong><br />
l’hydrodynamique stellaire. Nous avons ces compétences en France, et <strong>de</strong>s contacts ont déjà été pris en ce<br />
sens, à Toulouse et Paris.<br />
61
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
3 Astrophysique moléculaire<br />
L’équipe s’intitule « Astrophysique MOLéculaire » (« AMOL» ).<br />
3.1 Composition <strong>de</strong> l’équipe<br />
Permanents: P. Valiron (DR2 CNRS), C. Rist (MdC UJF)<br />
Thésards: A. Faure (1997-1999), en post-doc à l’University College à Londres jusqu’à octobre 2001,<br />
S. Sauge (1997-2000), N. Maillard (1997-2001)<br />
Invités: I. Mayer, Budapest (4 mois/an 1997-99 sur contrat PAST) ; J. Noga, Bratislava (2 mois 1999, 2 mois<br />
2000, 3 mois 2001, 3 mois <strong>2002</strong>, prof invité contingent UFR Physique) ; L. Wiesenfeld (CR CNRS section<br />
04, du <strong>Laboratoire</strong> <strong>de</strong> Spectrométrie Physique), à mi-temps <strong>de</strong>puis octobre 2001, convention en préparation<br />
avec le LSP.<br />
Post-doc: A. Faure, ATER UJF novembre 2001 à août <strong>2002</strong><br />
Principales collaborations :<br />
• via le Programme National PCMI pour l’astrophysique moléculaire<br />
• via PCMI (notamment le CESR) et les groupes en cours <strong>de</strong> mise en place par l’ESA pour la préparation<br />
HIFI et HERSCHEL ; collaboration avec A. Dutrey pour la préparation correspondante pour ALMA (voir en<br />
particulier projets <strong>de</strong> bases <strong>de</strong> données moléculaires pour HERSCHEL et ALMA)<br />
• Obs. Besançon et Obs Paris: ML. Dubernet pour l’excitation collisionnelle <strong>de</strong> H 2 O<br />
• Spectrométrie Physique Grenoble: L. Wiesenfeld (avant son mi-temps au LAOG)<br />
• Vers l’(exo)-biologie: D. Job et O. Valiron, UMR 366 INSERM-DBMS-CEA, et M. Field, Institut <strong>de</strong><br />
Biologie Structurale Grenoble<br />
• Maths appliquées et parallélisme Grenoble: J.-L. Roch (LMC-IMAG-INRIA), et communauté CIMENT<br />
• Obs. Nice: G. Reinish, J. Pacheco<br />
• Communauté « Few Body »: J. Carbonell et JM Richard (Institut <strong>de</strong>s Sciences Nucléaires, Grenoble),<br />
O. Kartavtsev (Dubna) et A. Voronine (Lebe<strong>de</strong>v Moscou), etc.<br />
3.2 Moyens <strong>de</strong> l’équipe<br />
Les moyens <strong>de</strong> calcul et les données d’observation suivants sont utilisés :<br />
• Service Commun <strong>de</strong> Calcul Intensif <strong>de</strong> l’Observatoire,<br />
• Supercalculateurs du CINES et <strong>de</strong> l’IDRIS,<br />
• Accès aux données IRAM, ISO, etc., via les collaborations au sein du LAOG et <strong>de</strong> PCMI.<br />
L‘équipe <strong>de</strong>meure actuellement sous-critique, et le recrutement d’un chercheur temps plein nous semble<br />
indispensable durant le prochain <strong>quadriennal</strong> pour assurer une masse critique suffisante en lien avec les<br />
objectifs prioritaires <strong>de</strong> la discipline, notamment la préparation <strong>de</strong>s observations HERSCHEL et ALMA.<br />
3.3 Bilan<br />
3.3.1 Progrès méthodologiques: vers une physico-chimie plus prédictive<br />
Nous avons réalisé <strong>de</strong>s progrès méthodologiques « amont » en chimie théorique ab-initio et en physique<br />
moléculaire en vue d’améliorer significativement la prédiction théorique <strong>de</strong>s processus (microphysiques)<br />
dynamiques ou réactifs <strong>de</strong> basse énergie importants dans les milieux interstellaires ou circumstellaires froids.<br />
Notamment :<br />
62
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
• Elimination <strong>de</strong> l’erreur <strong>de</strong> superposition <strong>de</strong> base par diverses approches (Mayer et al. 1996)<br />
• Stratégie pour l’expansion angulaire du potentiel intermoléculaire à 4-D ou plus, et estimateur d’erreur<br />
associé (utilisé dans (Faure et al. 1999a) et (Valiron & Rist, en préparation).<br />
• Règles <strong>de</strong> quasi-symétrie dans l’expansion angulaire du potentiel intermoléculaire entre une toupie<br />
symétrique (H 2 O, NH 3 …) et H 2 (Valiron, Rist & Mayer, en préparation).<br />
• Vers <strong>de</strong>s calculs ab-initio en base infinie: approche Coupled Cluster explicitement corrélée CC-R12 et<br />
développement <strong>de</strong>s bases optimales associées (Noga & Valiron, 2000; Noga et al. 2001; Noga &<br />
Valiron, 2001). Estimateurs d’erreur ab-initio (Noga & Valiron, 2000). Bases pour H, C, N, O déjà<br />
disponibles (en préparation). Pour un survol, voir les transparents correspondants sous 6 .<br />
Figure 1: Illustre l'accélération <strong>de</strong> convergence avec la taille <strong>de</strong> la base obtenue par la métho<strong>de</strong> CCSD(T)-R12<br />
pour <strong>de</strong>s propriétés délicates à prédire comme l'énergie d'atomisation. Les incertitu<strong>de</strong>s résiduelles sont dominées<br />
par les limitations liées à la métho<strong>de</strong> et non plus par le choix <strong>de</strong> la base, et l'accord expérimental est<br />
considérablement amélioré. Des applications à la détermination <strong>de</strong>s potentiels inter-moléculaires pour<br />
l'excitation collisionnelle et a la prédiction <strong>de</strong>s spectres <strong>de</strong> pliage <strong>de</strong>s molécules "molles" sont en cours (cf.<br />
préparation <strong>de</strong>s observations HERSCHEL et ALMA).<br />
• Co<strong>de</strong>s <strong>de</strong> production parallèle en développement (approche pragmatique à court terme, voir thèse <strong>de</strong> N.<br />
Maillard pour les perspectives à moyen terme).<br />
Ces progrès méthodologiques originaux nous permettront dès <strong>2002</strong> <strong>de</strong> vali<strong>de</strong>r la précision <strong>de</strong>s surfaces <strong>de</strong><br />
potentiel intermoléculaire (et leur expansion angulaire associée) utilisées pour les calculs <strong>de</strong> collisions<br />
inélastiques. Dans les cas courants (molécule à couche fermée ou radical doublet sigma en interaction avec<br />
H 2 ) il est envisageable <strong>de</strong> calculer <strong>de</strong> nouvelles surfaces avec une précision <strong>de</strong> l’ordre du cm -1 . Des<br />
améliorations significatives (près d’un ordre <strong>de</strong> gran<strong>de</strong>ur en précision) pour les potentiels intramoléculaires<br />
sont également attendues, avec <strong>de</strong>s applications possibles pour la prédiction <strong>de</strong>s mo<strong>de</strong>s spectroscopiques <strong>de</strong>s<br />
molécules « floppy ».<br />
3.3.2 Diagnostics expérimentaux ou astrophysiques, et développements associés<br />
• Dépendance à la température <strong>de</strong>s réactions radicalaires. Durant sa thèse, A. Faure a élucidé l’origine <strong>de</strong><br />
la dépendance anormale à la température <strong>de</strong> certaines réactions radicalaires telles que CN+NH 3 (Faure<br />
et al. 1999a; Faure et al. 1999b; Faure et al. 2000). Des mesures expérimentales, telles que celles du<br />
groupe <strong>de</strong> B. Rowe à Rennes, avaient en effet montré que ces réactions, lentes à température ambiantes,<br />
<strong>de</strong>viennent rapi<strong>de</strong>s à basse température avec une dépendance du taux <strong>de</strong> réaction incompatible avec les<br />
6 http://www.sron.rug.nl/hifiscience/floppy.pdf<br />
63
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
modèles <strong>de</strong> capture habituellement considérés. Ces réactions radicalaires neutres constituent ainsi un<br />
complément important aux réactions ion-molécule dans les modèles <strong>de</strong> chimie en phase gazeuse, et leur<br />
modélisation constitue un complément indispensable <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong> laboratoire pour l’établissement <strong>de</strong><br />
catalogues fiables <strong>de</strong> réactions aux températures du milieu interstellaire (10-200 K).<br />
Figure 2: Illustre les limitations <strong>de</strong> l'approximation <strong>de</strong> capture utilisée généralement pour rendre compte <strong>de</strong> la<br />
réactivité froi<strong>de</strong> (cercles blancs). Le modèle classique développé par A. Faure durant sa thèse en collaboration<br />
avec L. Wiesenfeld (cercles noirs) permet d'interpréter avec succès les données expérimentales (triangles) par un<br />
effet <strong>de</strong> sélectivité rotationnelle. L'approximation <strong>de</strong> capture est correcte aux plus basses températures, la<br />
sélectivité rotationnelle rend compte <strong>de</strong> la transition rapi<strong>de</strong> (proche d'une loi <strong>de</strong> puissance) vers <strong>de</strong>s taux<br />
beaucoup plus faibles mesurés à l'ambiante.<br />
Figure 3: Illustre l'importance <strong>de</strong>s collisions d'excitation électronique pour les ions moléculaires, les sections<br />
efficaces étant supérieures <strong>de</strong> plusieurs ordres <strong>de</strong> gran<strong>de</strong>urs aux sections <strong>de</strong> collision avec les neutres les plus<br />
abondants. En outre, les transitions Delta j > 1 - négligées dans la théorie usuelle <strong>de</strong> Coulomb Born -, sont<br />
significatives voire majoritaires pour <strong>de</strong>s espèces polaires telles que H3+.<br />
• Mesures résolues en états à très basse température au CERN concernant <strong>de</strong>s processus réactifs en<br />
présence d’antimatière. Ce travail, qui a constitué le sujet <strong>de</strong> la thèse <strong>de</strong> Sébastien Sauge, constitue un<br />
test très sévère <strong>de</strong> notre capacité à prédire <strong>de</strong>s processus inélastiques mettant en jeu <strong>de</strong>s systèmes rovibrationnellement<br />
très excités dans <strong>de</strong>s collisions <strong>de</strong> basse énergie (buffer d’hélium à 30 K au plus). Nos<br />
prédictions théoriques constituent la première interprétation satisfaisante <strong>de</strong>s mesures (Sauge & Valiron,<br />
64
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
2001a; Sauge & Valiron, 2001b) sur la base d’un potentiel effectif ab-initio précis et d’un traitement<br />
classique simplifié <strong>de</strong>s trajectoires.<br />
• Dans le domaine <strong>de</strong>s collisions semi-classiques, L. Wiesenfel a également obtenu <strong>de</strong>s résultats originaux<br />
dans le traitement du chaos <strong>de</strong> diffusion en dynamique réactionnelle (Kovács & Wiesenfeld, 2001; Abrol<br />
et al. 2001; Wiggins et al. 2001) suite à son séjour à Caltech en 2000. En particulier il semblerait<br />
possible d’étendre le concept d’état <strong>de</strong> transition à <strong>de</strong>s collisions d’excitation rotationnelle ou rovibrationnelle<br />
(voir §3.4).<br />
• Des résultats nouveaux ont également été obtenus par A. Faure pendant son post-doc pour la<br />
modélisation <strong>de</strong> l’excitation collisionnelle <strong>de</strong>s ions moléculaires par les électrons (Faure et al, 2001;<br />
Noga & Valiron, 2001), qui pourrait jouer un rôle important dans certains milieux interstellaires car les<br />
sections efficaces sont énormes et pourraient compenser la faible <strong>de</strong>nsité électronique.<br />
• Nous avons également participé avec succès à l’interprétation d’observations spectroscopiques (Loinard<br />
et al. 2000; Ceccarelli et al. 2000).<br />
Figure 4: Illustre les progrès réalisés par notre équipe dans le traitement classique <strong>de</strong> l'excitation collisionnelle<br />
du système test CO-He. La prise en compte exacte (close coupling quantique) <strong>de</strong>s processus inélastiques dans les<br />
milieux chauds (notamment pour l'excitation <strong>de</strong>s mo<strong>de</strong>s internes <strong>de</strong> H 2 O) semble tres difficile, et nous<br />
envisageons le développement d'approches mixtes.<br />
3.4 Prospective<br />
Nos projets <strong>de</strong> recherche visent essentiellement la préparation <strong>de</strong>s observations HIFI-HERSCHEL et ALMA (cf.<br />
§3.4.1 à 3.4.2). Quelques autres perspectives sont données en §3.4.4.<br />
3.4.1 Interactions intra- et inter- moléculaires et dynamique collisionnelle inélastique<br />
Suite aux besoins fortement exprimés pour la préparation <strong>de</strong>s observatoires HERSCHEL et ALMA, notamment<br />
à la réunion scientifique du 9 mai 2001 à Paris (cf. compte rendu 7 ), et lors du workshop <strong>de</strong> préparation<br />
scientifique d’HERSCHEL à Lei<strong>de</strong>n les 22-24 octobre 2001 (cf. 8 ), nous souhaitons réorienter prioritairement<br />
7 http://www.ias.u-psud.fr/pcmi/<br />
8 http://www.sron.rug.nl/hifiscience/herschel-science-workshop.html<br />
65
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
notre activité sur l’amélioration <strong>de</strong>s données <strong>de</strong> physique moléculaire les plus pertinentes (principalement<br />
dans le domaine <strong>de</strong>s collisions inélastiques), en mettant en œuvre les progrès méthodologiques réalisés<br />
durant le présent <strong>quadriennal</strong>.<br />
Nous utiliserons en particulier le gain important en précision apporté par notre métho<strong>de</strong> ab-initio CCSD(T)-<br />
R12 pour contrôler la précision <strong>de</strong>s calculs, voire pour l’obtention <strong>de</strong> la surface d’énergie potentielle (SEP)<br />
complète lorsque sa dimensionalité n’est pas trop importante.<br />
Nous nous attacherons également à préciser le rôle éventuel <strong>de</strong>s mo<strong>de</strong>s <strong>de</strong> vibration « spectateurs » dans la<br />
détermination d’un potentiel effectif pour les mo<strong>de</strong>s dynamiques « actifs » (rotation et mo<strong>de</strong>s <strong>de</strong> vibration<br />
mous).<br />
Les traitements collisionnels seront effectués en quantique « exact » lorsque ce sera possible et avec <strong>de</strong>s<br />
métho<strong>de</strong>s semi-classiques avancées telles que les métho<strong>de</strong>s développées par L. Wiesenfeld.<br />
Nous comptons notamment collaborer avec ML. Dubernet pour un traitement complet <strong>de</strong> la collision H 2 O-<br />
H 2 , et abor<strong>de</strong>r ou revisiter le traitement <strong>de</strong>s collisions inélastiques avec CN, HCN, HNC, et bien sûr CO. Les<br />
priorités seront discutées en concertation avec les collègues <strong>de</strong> PCMI et <strong>de</strong>s groupes <strong>de</strong> travail mis en place<br />
par l’ESA pour la préparation d’HERSCHEL, et en lien avec le travail <strong>de</strong> préparation <strong>de</strong> bases <strong>de</strong> données (cf.<br />
point 3 ci-<strong>de</strong>ssous).<br />
3.4.2 Prédiction <strong>de</strong> la spectroscopie <strong>de</strong> molécules carbonées « floppy »<br />
L’i<strong>de</strong>ntification <strong>de</strong> radicaux, molécules “ molles ” ou <strong>de</strong> clusters par leurs signatures spectroscopiques en<br />
sub-millimétrique constitue un problème théorique formidable.<br />
Nous comptons préciser l’apport <strong>de</strong> nos nouvelles métho<strong>de</strong>s ab-initio explicitement corrélées pour la<br />
détermination <strong>de</strong>s potentiels intramoléculaires <strong>de</strong> petites molécules carbonées. La molécule triatomique C 3<br />
constitue déjà un excellent test car son potentiel <strong>de</strong> pliage est dominé par une contribution quartique et les<br />
prédictions ab-initio en sont très délicates.<br />
Nous explorerons ensuite les problèmes <strong>de</strong> spectroscopie dans le cadre <strong>de</strong> collaborations, notamment avec<br />
l’équipe <strong>de</strong> Marc Joyeux au laboratoire <strong>de</strong> Spectrométrie Physique.<br />
3.4.3 Bases <strong>de</strong> données<br />
Des réunions organisées en 2001 par le PCMI et par l’ESA ont montré l’urgence <strong>de</strong> constituer <strong>de</strong>s bases <strong>de</strong><br />
données pour la spectroscopie et les processus collisionnels en préparation à HIFI-HERSCHEL. Des besoins<br />
similaires se manifesteront très bientôt pour ALMA. Nous souhaitons contribuer à la mobilisation en cours <strong>de</strong><br />
la communauté française, et nous avons proposé à PCMI <strong>de</strong> constituer un petit groupe <strong>de</strong> travail pour<br />
i<strong>de</strong>ntifier <strong>de</strong>s objectifs prioritaires dans le domaine collisionnel en vue d’une discussion plus large lors <strong>de</strong>s<br />
prochains colloques SF2A et PCMI.<br />
Nous souhaitons par ailleurs nous impliquer dans une discussion critique <strong>de</strong>s données existantes afin <strong>de</strong><br />
permettre le développement <strong>de</strong> bases <strong>de</strong> données commentées. Notre objectif est <strong>de</strong> fournir à la fois <strong>de</strong>s<br />
barres d’erreur théoriques et <strong>de</strong>s conséquences pour la modélisation <strong>de</strong> différentes classes d’objets<br />
astrophysiques. Ce travail est complémentaire <strong>de</strong> la proposition <strong>de</strong> ML Dubernet <strong>de</strong> fournir également <strong>de</strong>s<br />
outils pour « rejouer » les calculs <strong>de</strong> collision et permettre une interpolation <strong>de</strong>s données voire <strong>de</strong> discuter<br />
une extrapolation.<br />
Un tel travail pourrait relever <strong>de</strong> tâches <strong>de</strong> service pour HERSCHEL et ALMA, notamment le projet BASEMOL<br />
proposé par A. Dutrey.<br />
3.4.4 Autres perspectives<br />
Nous aimerions abor<strong>de</strong>r la chimie à la surface <strong>de</strong>s grains et <strong>de</strong>s nanoparticules interstellaires par <strong>de</strong>s<br />
métho<strong>de</strong>s mixtes (mécanique moléculaire + chimie quantique). Ces métho<strong>de</strong>s ont déjà remporté <strong>de</strong> grands<br />
succès en biochimie et <strong>de</strong>vraient pouvoir être transposées à <strong>de</strong>s nanoparticules pas trop froi<strong>de</strong>s. L’idée est <strong>de</strong><br />
traiter classiquement (mécanique moléculaire) le substrat, y compris amorphe ou irrégulier, et quantiquement<br />
le site réactif ou la mobilité d’une molécule ou d’un radical piégé. Nous disposons d’un bon savoir faire en<br />
dynamique classique ou semi-classique, et <strong>de</strong>s collaborations locales pour les métho<strong>de</strong>s mixtes.<br />
66
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
Un tel sujet a été présenté en 2000 aux écoles doctorales locales et est resté non pourvu. Pour les prochaines<br />
années nous mettrons la priorité sur le démarrage <strong>de</strong> travaux plus directement liés à la préparation<br />
HERSCHEL, mais nous resterons attentifs à toute opportunité dans ce domaine.<br />
Des ouvertures transversales, notamment vers l’exobiologie, <strong>de</strong>vraient prendre plus d’importance à l’avenir,<br />
en bénéficiant du réseau <strong>de</strong> compétences au sein <strong>de</strong> l’Observatoire élargi, et <strong>de</strong> nos nombreux liens avec<br />
l’éventail <strong>de</strong>s laboratoires et grands instruments <strong>de</strong> la cuvette grenobloise. Les développements dépendront<br />
<strong>de</strong>s opportunités, notamment en terme d’étudiants. L’un <strong>de</strong> nous (PV) a déjà abordé la modélisation en<br />
biologie moléculaire via une collaboration (Caudron et al. 2000) et a suivi les formations du CNRS en<br />
exobiologie (Propriano 1999 et la Colle sur Loup 2001). L’objectif à moyen terme (au <strong>de</strong>là sans doute du<br />
prochain <strong>quadriennal</strong>) est <strong>de</strong> modéliser la formation <strong>de</strong> molécules pré-biotiques à la surface <strong>de</strong><br />
nanoparticules interstellaires et <strong>de</strong> caractériser l’héritage possible <strong>de</strong> cette chimie <strong>de</strong>s surfaces interstellaires<br />
dans la chimie prébiotique sur une jeune planète telle que la Terre primitive.<br />
67
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
4 Milieu circumstellaire et interstellaire<br />
Cette thématique s’appuie sur <strong>de</strong>ux équipes traitant respectivement du milieu interstellaire et du milieu<br />
circumstellaire. L’évolution importante <strong>de</strong> ces équipes (cf. 4.1) et leurs relations étroites justifient leur<br />
présentation sous forme d’une thématique unique.<br />
4.1 Composition <strong>de</strong> la thématique<br />
Permanents:<br />
J.J. Benayoun, A. Chalabaev, C. Kahane, B. Lefloch<br />
La pério<strong>de</strong> 1998-2001 a été marquée par <strong>de</strong> nombreux changements au sein <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux équipes étudiant le<br />
“Milieu Circumstellaire” et le “Milieu Interstellaire”. Le nombre <strong>de</strong> chercheurs permanents ou associés a<br />
chuté fortement avec la mise à disposition <strong>de</strong> T. Forveille pour le CFHT (<strong>de</strong>puis 2000), le départ <strong>de</strong> A. Castets<br />
à la direction <strong>de</strong> l’Observatoire <strong>de</strong> Bor<strong>de</strong>aux, et la nomination <strong>de</strong> C. Ceccarelli, précé<strong>de</strong>mment invitée au<br />
LAOG, à l’Observatoire <strong>de</strong> Bor<strong>de</strong>aux fin 2000. En outre, L. Loinard est parti après son séjour à l’IRAM pour<br />
l’UNAM (Mexique) fin 1999. Ceci correspond à une diminution <strong>de</strong> plus <strong>de</strong> 50% du nombre <strong>de</strong> personnes<br />
impliquées entre ces <strong>de</strong>ux équipes!<br />
Bien que traitant <strong>de</strong> thématiques très différentes, les <strong>de</strong>ux équipes possè<strong>de</strong>nt une approche observationnelle<br />
et un langage communs dans l’analyse <strong>de</strong>s processus physico-chimiques étudiés.<br />
4.2 Bilan: milieu circumstellaire<br />
(Section concernant les travaux <strong>de</strong> C. Kahane)<br />
Lorsque les étoiles <strong>de</strong> masse faible ou intermédiaire atteignent la branche asymptotique <strong>de</strong>s géantes, elles<br />
développent un vent stellaire très important qui alimente une enveloppe en expansion autour <strong>de</strong> l’étoile,<br />
composée principalement <strong>de</strong> gaz moléculaire et <strong>de</strong> poussières. Cette enveloppe est un puissant émetteur<br />
infrarouge ainsi qu’une source <strong>de</strong> raies moléculaires centimétriques et surtout millimétriques. L’observation<br />
<strong>de</strong> ces molécules fournit <strong>de</strong>s informations essentielles sur la composition, la dynamique, les conditions<br />
physiques <strong>de</strong> l’enveloppe, paramètres essentiels <strong>de</strong>s modèles d’évolution stellaire et d’évolution chimique <strong>de</strong><br />
la galaxie.<br />
Les recherches <strong>de</strong> C. Kahane sont principalement <strong>de</strong> nature observationnelle (radioastronomie) et <strong>de</strong><br />
modélisation (transfert <strong>de</strong> rayonnement). Elles se rattachent également à <strong>de</strong>s travaux théoriques et <strong>de</strong><br />
simulation numérique menés au laboratoire, principalement via les co<strong>de</strong>s d’évolution stellaires développés<br />
par Manuel Forestini. Une fraction importante <strong>de</strong> son travail fait également l’objet d’une collaboration<br />
internationale <strong>de</strong> longue date avec le Professeur Mike Jura <strong>de</strong> UCLA (USA). Au cours <strong>de</strong>s quatre <strong>de</strong>rnières<br />
années, son travail s’est centré sur <strong>de</strong>ux problématiques principales, présentées ci-après.<br />
4.2.1 La composition chimique et isotopique du gaz moléculaire<br />
L’observation dans le domaine radio millimétrique <strong>de</strong>s raies <strong>de</strong> rotation <strong>de</strong>s molécules circumstellaires<br />
permet, via une modélisation plus ou moins complexe du transfert <strong>de</strong> rayonnement, <strong>de</strong> remonter aux<br />
abondances moléculaires et d’explorer <strong>de</strong>ux pistes principales: la chimie <strong>de</strong>s enveloppes via l’i<strong>de</strong>ntification<br />
<strong>de</strong> très nombreuses molécules, et la nucléosynthèse <strong>de</strong>s étoiles centrales, via la détermination <strong>de</strong>s abondances<br />
relatives <strong>de</strong> différents isotopes d’espèces moléculaires.<br />
La chimie d’IRC+10216<br />
C. Kahane a contribué à la réalisation, avec le 30m <strong>de</strong> l’IRAM, d’une couverture spectrale <strong>de</strong> l’émission<br />
radio à 2mm du prototype <strong>de</strong>s enveloppes d’étoiles carbonées, IRC+10216. L’analyse <strong>de</strong> ces observations a<br />
déjà permis d’i<strong>de</strong>ntifier plus <strong>de</strong> 300 raies appartenant à une trentaine <strong>de</strong> molécules et <strong>de</strong> radicaux et <strong>de</strong><br />
déterminer les abondances <strong>de</strong> ces espèces (Cernicharo et al. 2000). D’autres développements, en particulier<br />
68
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
sur le fractionnement chimique, qui soulève d’intéressantes questions sur les niveaux d’énergie et<br />
l’excitation <strong>de</strong> certaines molécules, sont en cours, en collaboration avec Pierre Valiron, du LAOG.<br />
Les rapports d’abondances isotopiques<br />
La composition isotopique du gaz circumstellaire est à la fois un traceur très sensible <strong>de</strong> la nucléosynthèse et<br />
<strong>de</strong>s processus <strong>de</strong> mélange à l’intérieur <strong>de</strong> l’étoile centrale et un paramètre essentiel <strong>de</strong>s modèles d’évolution<br />
chimique <strong>de</strong> la galaxie. La détermination <strong>de</strong>s rapports isotopiques, qui requiert <strong>de</strong>s observations radio très<br />
soigneuses <strong>de</strong> raies moléculaires faibles, est un travail observationnel <strong>de</strong> longue haleine. L’interprétation <strong>de</strong>s<br />
résultats exige, elle, une connaissance approfondie <strong>de</strong>s mécanismes <strong>de</strong> nucléosynthèse et <strong>de</strong> mélange. A<br />
partir <strong>de</strong> la détermination <strong>de</strong>s rapports isotopiques du chlore dans l’enveloppe IRC+10216, et <strong>de</strong> la<br />
comparaison <strong>de</strong>s mesures et <strong>de</strong>s prédictions théoriques, en collaboration avec Manuel Forestini, du LAOG et<br />
<strong>de</strong> chercheurs <strong>de</strong> Turin, ils ont pu poser <strong>de</strong>s contraintes sur le sta<strong>de</strong> d’évolution et la masse <strong>de</strong> l’étoile<br />
centrale (Kahane et al. 2000). Ce travail a constitué une partie <strong>de</strong> la thèse d’Emmanuel Dufour (2000).<br />
4.2.2 Structure et évolution <strong>de</strong>s enveloppes Circumstellaires.<br />
Les raies moléculaires fournissent tout à la fois <strong>de</strong>s informations sur les conditions physiques (<strong>de</strong>nsité,<br />
température), géométriques et cinématiques <strong>de</strong>s enveloppes. Elles représentent donc un outil irremplaçable<br />
d’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la perte <strong>de</strong> masse <strong>de</strong>s étoiles évoluées.<br />
Les taux <strong>de</strong> perte <strong>de</strong> masse <strong>de</strong>s AGB et les conditions physiques <strong>de</strong>s enveloppes<br />
Grâce à la gran<strong>de</strong> sensibilité et à la bonne résolution spatiale <strong>de</strong>s instruments <strong>de</strong> l’IRAM (30m et<br />
interféromètre), il a pu être réalisé un atlas <strong>de</strong> cartes d’émission CO d’une cinquantaine d’enveloppes<br />
d’étoiles évoluées (Neri et al. 1998). La base <strong>de</strong> données ainsi constituée donne accès aux tailles, aux pertes<br />
<strong>de</strong> masse, aux vitesses d’expansion, à la géométrie, etc... d’un large échantillon d’enveloppes d’étoiles<br />
évoluées, constituant le point <strong>de</strong> départ pour <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s spécifiques d’objets particulièrement intéressants.<br />
La géométrie et l’évolution <strong>de</strong>s enveloppes circumstellaires<br />
Les modèles d’évolution stellaire supposent que les étoiles sont <strong>de</strong>s objets sphériques soumis à une perte <strong>de</strong><br />
masse elle aussi sphérique. En outre, l’interprétation <strong>de</strong>s observations moléculaires circumstellaires (par<br />
exemple en terme <strong>de</strong> perte <strong>de</strong> masse) suppose le plus souvent que les enveloppes sont animées d’un<br />
mouvement d’expansion uniforme. Cependant, la cartographie à haute résolution spatiale et spectrale <strong>de</strong><br />
l’émission moléculaire <strong>de</strong>s enveloppes circumstellaires <strong>de</strong>s étoiles évoluées révèle qu’une fraction non<br />
négligeable d’entre elles connaît <strong>de</strong>s épiso<strong>de</strong>s <strong>de</strong> perte <strong>de</strong> masse intermittents (Lindqvist et al. 1999) ou que<br />
la matière circumstellaire peut se trouver piégée dans <strong>de</strong>s tores ou <strong>de</strong>s disques en rotation , probablement liés<br />
au caractère binaire <strong>de</strong> l’étoile centrale (Kahane et al. 1998; Jura & Kahane,1999; Jura et al. 2001).<br />
4.3 Bilan: milieu interstellaire<br />
L’activité <strong>de</strong> cette équipe est centrée sur les processus physico-chimiques affectant le gaz et la poussière<br />
dans les premières étapes <strong>de</strong> la formation stellaire. Nos travaux s’appuient sur l’observation <strong>de</strong> divers<br />
traceurs moléculaires et <strong>de</strong> la modélisation du transfert du rayonnement dans le gaz protostellaire. Ces<br />
recherches s’effectuent en collaboration avec plusieurs équipes du LAOG ou d’autres laboratoires. Elles<br />
utilisent les grands télescopes millimétriques et submillimétriques au sol (IRAM: PdB, 30m; SEST; JCMT;<br />
CSO) et <strong>de</strong>s télescopes spatiaux (ISO, CHANDRA).<br />
Collaborations internes au LAOG:<br />
Pierre Valiron, Alexandre Faure.<br />
Collaborations extérieures :<br />
Notre équipe est engagé dans <strong>de</strong>ux collaborations intensives :<br />
69
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
• Groupe “WAGOS” (Working Astronomical Group on Stars): A. Castets 9 , C. Ceccarelli 10 , T. Jacq<br />
(Observatoire <strong>de</strong> Bor<strong>de</strong>aux); E. Caux, C. Joblin, S. Maret (thèse), C. Vastel (thèse), B. Parise (thèse)<br />
(CESR); A. Bacmann (AIU-Jena, Allemagne); L. Loinard (UNAM, Mexique);<br />
• J. Cernicharo, M.J. Sempere, J.R. Pardo (CSIC, Espagne);<br />
• ainsi que <strong>de</strong>s collaborations plus ciblées avec: B. Lazareff, R. Neri (IRAM); M. Haas, D. Hollenbach<br />
(NASA AMES); X. Tielens (SRON, Groningen)<br />
4.3.2 Structure <strong>de</strong> l’enveloppe <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> type solaire<br />
(Section concernant les travaux <strong>de</strong> J.J. Benayoun, B. Lefloch, C. Ceccarelli, A. Castets, L. Loinard)<br />
Dans la première phase <strong>de</strong> la formation d’une étoile, le gaz <strong>de</strong> l’enveloppe protostellaire est caractérisé par<br />
<strong>de</strong>s températures relativement basses et rayonne la majeure partie <strong>de</strong> son énergie dans l’infrarouge lointain et<br />
le sub-millimétrique. L’avènement <strong>de</strong>s grands télescopes millimétriques et submillimétriques et du satellite<br />
ISO a rendu possible l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la structure dynamique, thermique et chimique <strong>de</strong>s proto-étoiles. L'équipe<br />
« MIS » a entrepris <strong>de</strong>puis quelques années une étu<strong>de</strong> systématique <strong>de</strong> la protoétoile <strong>de</strong> faible masse<br />
IRAS16293-2422 et <strong>de</strong> son enveloppe ainsi que <strong>de</strong> l’influence <strong>de</strong> sa formation sur le nuage parent.<br />
Cœurs chauds autour <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> faible masse<br />
A partir d’un modèle qui calcule d’une manière auto-cohérente la structure chimique et l’équilibre thermique<br />
dans une enveloppe protostellaire, l'équipe a pu contraindre fortement la structure en température et <strong>de</strong>nsité<br />
ainsi que la masse <strong>de</strong> l’objet central, dans plusieurs sources protostellaires. Pour cela, il s’est appuyé sur<br />
l’observation avec ISO/LWS <strong>de</strong>s raies <strong>de</strong> H2O et OI (Ceccarelli et al. 1999).<br />
A l’ai<strong>de</strong> d’observations complémentaires <strong>de</strong>s molécules SiO et H 2 CO au radiotélescope <strong>de</strong> 30m <strong>de</strong> l’IRAM,<br />
il a été possible <strong>de</strong> déterminer la structure <strong>de</strong> l’enveloppe en effondrement autour <strong>de</strong> la protoétoile<br />
IRAS16293-2422, dans le nuage <strong>de</strong> ρ Oph, jusqu’à une distance du centre <strong>de</strong> 30 AU (Ceccarelli et al.<br />
2000a), caractériser la masse <strong>de</strong> l’objet central (0.8 M o ) et le taux d’accrétion <strong>de</strong> la matière <strong>de</strong> l’enveloppe<br />
(3.5×10 -5 M o yr -1 ). Cette modélisation a mis en évi<strong>de</strong>nce la structure thermique <strong>de</strong> l’enveloppe en<br />
effondrement, en distinguant <strong>de</strong>ux régions: un cœur chaud <strong>de</strong> rayon < 150 AU où la température T est<br />
supérieure à 100 K; une enveloppe externe froi<strong>de</strong> <strong>de</strong> rayon > 150 AU et où la température est beaucoup plus<br />
basse (
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
une limite sur l’abondance relative [D 2 CO]/[H 2 CO]≤0.5%, en accord avec l’abondance déterminée dans<br />
Orion (0.3%). Une recherche sur d’autres molécules a conduit à la détection <strong>de</strong> la forme doublement<br />
<strong>de</strong>utérée <strong>de</strong> l’ammoniaque ND 2 H dans la jeune protoétoile 16293E (Loinard et al. 2001).<br />
L’ensemble <strong>de</strong> ces observations suggère qu’une <strong>de</strong>utération aussi importante est obtenue durant la phase<br />
précédant l’effondrement <strong>de</strong> la protoétoile: <strong>de</strong>s glaces fortement <strong>de</strong>utérées se forment très probablement via<br />
une chimie active sur les grains, sont stockées dans les manteaux et relâchées ultérieurement pendant<br />
l’effondrement lorsque le chauffage protostellaire évapore les glaces (Ceccarelli 2001).<br />
4.3.3 Structure <strong>de</strong>s flots protostellaires et entraînement du gaz<br />
La phase d’accrétion dans les premières étapes <strong>de</strong> la formation <strong>de</strong>s systèmes protostellaires s’accompagne<br />
d’éjections <strong>de</strong> matière sous forme <strong>de</strong> jets et <strong>de</strong> flots moléculaires qui se propagent à haute vitesse dans le<br />
milieu ambiant. Le mécanisme d’interaction <strong>de</strong>s jets avec le milieu ambiant, leur relation aux flots bipolaires,<br />
comment ceux-ci transfèrent leur impulsion et leur énergie cinétique au gaz du nuage n’est pas bien<br />
comprise. Ce thème fait l’objet d’un programme <strong>de</strong> recherches sur la relation entre jet (objets <strong>de</strong> Herbig-<br />
Haro), flot bipolaire et milieu circumstellaire <strong>de</strong>puis quelques années.<br />
Interaction jet-nuage dans la région <strong>de</strong> NGC 1333<br />
En collaboration avec R. Neri (IRAM), A. Castets et B. Lefloch mènent une étu<strong>de</strong> observationelle du nuage<br />
<strong>de</strong> NGC1333 dans Persée. C’est une région <strong>de</strong> formation stellaire active qui héberge <strong>de</strong> nombreuses<br />
protoétoiles à divers sta<strong>de</strong>s d’évolution (classe 0 à III). La cartographie <strong>de</strong> l’émission du gaz <strong>de</strong>nse dans les<br />
raies millimétriques <strong>de</strong> CS et <strong>de</strong> l’émission thermique <strong>de</strong> la poussière, au télescope <strong>de</strong> 30m <strong>de</strong> l’IRAM, a<br />
montré que les flots bipolaires creusaient <strong>de</strong> larges cavités dans le nuage, dispersant ainsi le milieu parental<br />
(Lefloch et al. 1998a).<br />
Au moyen <strong>de</strong>s instruments <strong>de</strong> l’IRAM, ils ont commencé à étudier l’émission <strong>de</strong>s transitions rotationelles<br />
millimétriques <strong>de</strong> SiO, molécule détectée surtout dans les chocs associés aux flots protostellaires (Lefloch et<br />
al. 1998b). Les premiers résultats montrent que l’émission <strong>de</strong> ce traceur n’est pas continue mais provient <strong>de</strong><br />
régions <strong>de</strong> quelques centaines d’AU en taille, distribuées autour <strong>de</strong> la direction moyenne <strong>de</strong> précession du<br />
jet, les "clumps" traçant les chocs du jet au cours <strong>de</strong> sa propagation dans le milieu ambiant.<br />
La détection d’une composante <strong>de</strong> gaz SiO quiescent dans et autour <strong>de</strong> cœurs protostellaires montre que<br />
d’autres phénomènes d’interaction à gran<strong>de</strong> échelle ont lieu dans le nuage (Lefloch et al. 1998b). Des<br />
observations complémentaires avec l’interféromètre du Plateau <strong>de</strong> Bure suggèrent que cette composante<br />
quiescente tracerait la déflection d’un jet sur un cœur protostellaire. Ce travail se poursuit afin <strong>de</strong> préciser<br />
quantitativement l’ampleur <strong>de</strong> la perturbation induite par la déflection du jet sur le cœur et déterminer dans<br />
quelle mesure, la naissance <strong>de</strong> la protoétoile pourrait avoir été induite par la collision.<br />
Emission infrarouge dans les chocs<br />
En collaboration avec J. Cernicharo et son groupe (Madrid), B. Lefloch a entrepris une étu<strong>de</strong> du jet<br />
protostellaire HH 1-2 pour déterminer la nature <strong>de</strong>s chocs observés dans les objets <strong>de</strong> Herbig-Haro et <strong>de</strong><br />
l’interaction avec le milieu ambiant, à partir <strong>de</strong> l’émission <strong>de</strong>s transitions rotationnelles pures <strong>de</strong> H 2<br />
observées avec ISOCAM. L’analyse <strong>de</strong> l’émission infrarouge montre une situation très contrastée et révèle la<br />
présence <strong>de</strong> nombreux chocs <strong>de</strong> type C et J et une gran<strong>de</strong> dispersion du rapport ortho-para au sein <strong>de</strong> l’objet<br />
HH, ainsi qu’une composante <strong>de</strong> poussière chau<strong>de</strong> (150-200 K) le long du jet et autour <strong>de</strong> l’objet HH. Ils ont<br />
pu mettre en évi<strong>de</strong>nce une composante <strong>de</strong> poussière à 700 K autour <strong>de</strong> la source excitatrice du jet , à une<br />
échelle <strong>de</strong> quelques UA (Cernicharo et al. 2000). Les spectres obtenus dans le mo<strong>de</strong> CVF montrent qu’un<br />
flux significatif émerge <strong>de</strong> 3 “fenêtres” spectrales entre 5 et 8µm. Ces fenêtres correspon<strong>de</strong>nt à <strong>de</strong>s minima<br />
d’absorption <strong>de</strong>s glaces et du gaz sur la ligne <strong>de</strong> visée. Les observations d’autres sources <strong>de</strong> classe 0 ont<br />
confirmé la présence <strong>de</strong> poussière très chau<strong>de</strong> dans les régions proches <strong>de</strong> la protoétoile.<br />
71
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Nébuleuse <strong>de</strong> la Trifi<strong>de</strong> observée par ISOCAM entre 5 et 15µm dans les filtres LW2, LW3, LW7 et LW10, dans le<br />
continuum à 1.3mm au radiotélescope <strong>de</strong> 30m <strong>de</strong> l’IRAM et dans la transition HCO + J=1-0 au SEST.<br />
4.3.4 Environnement <strong>de</strong>s jeunes étoiles massives<br />
Spectro-imagerie GraF/ADONIS <strong>de</strong> η Carina<br />
(Section concernant les travaux <strong>de</strong> A. Chalabaev)<br />
Eta Car est une étoile massive qui perd <strong>de</strong> la masse en éruptions géantes. Cette région est connue pour avoir<br />
une structure spatio-spectrale complexe avec 4 sources distantes <strong>de</strong> l’étoile <strong>de</strong> 0.13, 0.2, 0.3 et 0.5 '' , et<br />
montrant un spectre <strong>de</strong> raies permises et interdites. Le spectro-imageur GraF, construit au LAOG en 1996<br />
72
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
(cf. partie « Opérations »), a été utilisé à plusieurs reprises au télescope <strong>de</strong> 3.6 m <strong>de</strong> l’ESO avec l’optique<br />
adaptative ADONIS, pour obtenir la spectroscopie intégrale <strong>de</strong> champ <strong>de</strong> l’environnement proche <strong>de</strong> Eta Car,<br />
dans un carré <strong>de</strong> 0.9 '' autour <strong>de</strong> l’étoile. Les observations GraF ont été conduites à λ=1.6µm , avec une<br />
résolution angulaire <strong>de</strong> 0.1 '' et une résolution spectrale <strong>de</strong> 10000 (cf. figure en section C-2). Elles démontrent<br />
que les sources secondaires sont <strong>de</strong>s con<strong>de</strong>nsations <strong>de</strong> matière éjectée <strong>de</strong> l’objet central. Les données sont<br />
extrêmement riches, leur exploitation est encore en cours.<br />
Etu<strong>de</strong> systématique <strong>de</strong> la nébuleuse Trifi<strong>de</strong><br />
(Section concernant les travaux <strong>de</strong> B. Lefloch)<br />
Des étu<strong>de</strong>s systématiques s’appuyant sur les observations IRAS ont suggéré que les nuages à bord brillant et,<br />
plus généralement, les con<strong>de</strong>nsations <strong>de</strong> gaz moléculaire entourant le gaz ionisé dans les régions HII<br />
pourraient être <strong>de</strong>s sites très actifs <strong>de</strong> formation stellaire, conduisant préférentiellement à la formation<br />
d’étoiles <strong>de</strong> masse intermédiaire (AeBe). Jusqu’à 5% <strong>de</strong> la masse totale <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> la galaxie se formerait<br />
dans <strong>de</strong> tels sites. L’avènement du satellite ISO a permis d’étudier avec une bien meilleure sensibilité et<br />
résolution angulaire les propriétés physiques <strong>de</strong> ces cœurs protostellaires soumis à un champs UV intense,<br />
leur mo<strong>de</strong> <strong>de</strong> formation (“spontanée” et “déclenchée”) et leur évolution en relation avec la région HII.<br />
B. Lefloch, en collaboration avec J. Cernicharo (Madrid), a entrepris une étu<strong>de</strong> systématique, multilongueurs<br />
d’on<strong>de</strong>, d’une jeune région HII: la nébuleuse Trifi<strong>de</strong>, en s’appuyant sur les grands télescopes au<br />
sol du centimétrique à l’infrarouge proche, et le satellite ISO. La cartographie <strong>de</strong> l’émission thermique <strong>de</strong> la<br />
poussière à 1.3mm a révélé plusieurs sources protostellaires avec <strong>de</strong>s masses <strong>de</strong> cœur 10 à 90 M o<br />
(Cernicharo et al. 1998). Les plus jeunes d’entre elles ont <strong>de</strong>s âges estimés à 10 4 ans: elles sont quelques unes<br />
<strong>de</strong>s rares possibles protoétoiles massives i<strong>de</strong>ntifiées, i.e. la contrepartie <strong>de</strong>s sources <strong>de</strong> classe 0 pour les<br />
objets <strong>de</strong> masse élevée. Les propriétés physiques <strong>de</strong>s cœurs protostellaires massifs, déduites <strong>de</strong> l’analyse <strong>de</strong>s<br />
traceurs moléculaires sont en bon accord avec les scénarios <strong>de</strong> formation stellaire induite. Ce sont les sources<br />
les plus jeunes et les meilleures indications <strong>de</strong> formation stellaire induite détectées à ce jour (Lefloch et<br />
Cernicharo 2000).<br />
Une autre source a été détectée dans un nuage à bord brillant au sud <strong>de</strong> la nébuleuse et présente également<br />
<strong>de</strong>s indications d’implosion déclenchée par l’ionisation <strong>de</strong> l’étoile excitatrice, alors qu’un jet <strong>de</strong> matière<br />
s’échappe du nuage, à travers le front d’ionisation (Rosado et al. 1999). L’analyse <strong>de</strong> l’ensemble <strong>de</strong>s raies<br />
atomiques et <strong>de</strong> structure fine détectées avec ISO et du rayonnement <strong>de</strong> la poussière thermique a permis <strong>de</strong><br />
caractériser la structure <strong>de</strong> la PDR à la surface du nuage.<br />
L’émission infrarouge détectée par ISOCAM entre 5 et 17µm révèle <strong>de</strong> nombreuses sources quasiponctuelles<br />
encore enfouies dans le nuage moléculaire parent ou dans la région HII, et qui ont accompagné<br />
la naissance <strong>de</strong> la Trifi<strong>de</strong>. (cf. figure). B. Lefloch et J. Cernicharo ont montré que l’émission infrarouge<br />
autour <strong>de</strong> certaines <strong>de</strong> ces jeunes étoiles, provenait <strong>de</strong> disques protostellaires photo-évaporés, similaires aux<br />
proplyds détectés par HST dans la nébuleuse d’Orion (Lefloch et al. 2001).<br />
4.4 Prospective<br />
4.4.1 Milieu circumstellaire<br />
C. Kahane étant désormais seule au LAOG à travailler sur ce thème, peu <strong>de</strong> développements importants dans<br />
le domaine <strong>de</strong>s enveloppes <strong>de</strong>s étoiles évoluées sont prévus dans les années à venir. Plusieurs travaux sont en<br />
cours d’achèvement (sur le fractionnement chimique avec Pierre Valiron; sur le rapport 12C/13C dans les<br />
étoiles riches en 13C avec Manuel Forestini) et la collaboration avec Mike Jura se poursuit, bien que sur un<br />
rythme moins soutenu. Parallèlement, C. Kahane recentre son activité scientifique (assez réduite <strong>de</strong>puis 2 ans<br />
par <strong>de</strong>s tâches administratives lour<strong>de</strong>s à la direction <strong>de</strong> l’UFR <strong>de</strong> Physique) sur un <strong>de</strong>s thèmes majeurs du<br />
LAOG: la formation <strong>de</strong>s étoiles. Son activité <strong>de</strong> recherches <strong>de</strong>vrait s’engager dans 2 directions:<br />
Les conditions physico-chimiques <strong>de</strong>s disques moléculaires autour <strong>de</strong>s étoiles jeunes<br />
Ceci permet <strong>de</strong> réinvestir très directement l’expertise acquise par son travail sur la matière circumstellaire<br />
autour <strong>de</strong>s étoiles évoluées. Une collaboration a été entamée <strong>de</strong>puis quelques mois avec A. Dutrey sur cette<br />
73
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
thématique. Elle s’est traduite par la thèse <strong>de</strong> Vincent Piétu (commencée en septembre 2001) menée en codirection<br />
avec A. Dutrey (voir aussi section B-7).<br />
La structure <strong>de</strong>s enveloppes protostellaires<br />
C’est un thème, appelé à se renforcer dans l’activité <strong>de</strong> l'équipe « MIS» (voir ci-<strong>de</strong>ssous) où, grâce à <strong>de</strong>s<br />
techniques observationelles i<strong>de</strong>ntiques et <strong>de</strong>s outils d’analyse et <strong>de</strong> modélisation très proches, l’apport <strong>de</strong><br />
C. Kahane sera précieux.<br />
4.4.2 Milieu interstellaire<br />
Les travaux engagés avec le groupe <strong>de</strong> Madrid sur l’environnement <strong>de</strong>s jeunes étoiles massives et avec le<br />
groupe WAGOS sur la structure <strong>de</strong>s enveloppes <strong>de</strong>s proto-étoiles <strong>de</strong> faible masse vont se poursuivre au cours<br />
<strong>de</strong>s prochaines années.<br />
La collaboration avec le groupe <strong>de</strong> Madrid se poursuit dans <strong>de</strong>ux directions principales: d’une part l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong><br />
la structure <strong>de</strong>s cœurs protostellaires <strong>de</strong> la Trifi<strong>de</strong> avec l’interféromètre du Plateau <strong>de</strong> Bure; d’autre part la<br />
détermination <strong>de</strong>s conditions d’excitation du gaz et <strong>de</strong> la poussière dans les jets protostellaires.<br />
En collaboration avec WAGOS, l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la structure physico-chimique <strong>de</strong> l’enveloppe <strong>de</strong>s proto-étoiles <strong>de</strong><br />
faible masse fait l’objet d’un projet financé par le programme PCMI (« Evolution physique et chimique <strong>de</strong>s<br />
protoétoiles <strong>de</strong> type solaire »). Ce projet, dont la responsable en est C. Ceccarelli, implique étroitement 14<br />
chercheurs permanents et post-doctorants, ainsi que plusieurs thésards, distribués entre 6 laboratoires, dont 3<br />
en France, avec lesquels ont déjà été nouées <strong>de</strong>s collaborations très fructueuses (plus <strong>de</strong> 25 en commun<br />
publications pour la pério<strong>de</strong> 1998-2001). Parmi les différents thèmes étudiés, trois impliquent plus<br />
particulièrement le “pôle grenoblois”:<br />
Les cœurs chauds <strong>de</strong>s proto-étoiles <strong>de</strong> faible masse:<br />
A proximité <strong>de</strong> l’étoile centrale, les manteaux <strong>de</strong>s grains s’évaporent, enrichissant la phase gazeuse <strong>de</strong>s<br />
molécules qui constituaient ces glaces. Ces molécules sont ensuite transformées en d’autres molécules par<br />
<strong>de</strong>s réactions endothermiques Dans ce contexte, <strong>de</strong>ux molécules sont particulièrement intéressantes: le<br />
formaldéhy<strong>de</strong> et le méthanol. Elles sont parmi les constituants <strong>de</strong> manteaux les plus abondants. Il s’agit<br />
d’observer sur un grand nombre <strong>de</strong> protoétoiles <strong>de</strong> type solaire les raies d’émission du méthanol et du<br />
formaldéhy<strong>de</strong> afin <strong>de</strong> déterminer systématiquement les abondances en direction <strong>de</strong>s cœurs chauds, pour<br />
comprendre le processus <strong>de</strong> formation <strong>de</strong>s manteaux <strong>de</strong>s grains, et déterminer la structure <strong>de</strong> l’enveloppe en<br />
effondrement. Ce sujet constitue également une partie <strong>de</strong> la thèse <strong>de</strong> S. Maret.<br />
Le mécanisme <strong>de</strong> la <strong>de</strong>utération <strong>de</strong>s molécules:<br />
Le mécanisme <strong>de</strong> la formation <strong>de</strong> la molécule D 2<br />
CO n’est pas encore compris. Deux théories sont en<br />
compétition, l’une invoquant la formation <strong>de</strong>s molécules en phase gazeuse et l’autre faisant intervenir une<br />
chimie sur les grains pendant la phase préstellaire. Le mécanisme <strong>de</strong> <strong>de</strong>utération en phase gazeuse dépend<br />
très fortement du <strong>de</strong>gré <strong>de</strong> déplétion <strong>de</strong> CO sur les grains. Afin <strong>de</strong> discriminer entre ces <strong>de</strong>ux modèles, nous<br />
avons entrepris une recherche <strong>de</strong> la molécule D 2<br />
CO dans <strong>de</strong>s cœurs préstellaires présentant <strong>de</strong>s indications<br />
<strong>de</strong> déplétion <strong>de</strong> CO. Ce travail est mené en collaboration avec A. Bacmann (AUI-Jena, Allemagne).<br />
L’interaction entre les rayons X émis par les protoétoiles et les gaz et poussière circumstellaires:<br />
Des modèles récents <strong>de</strong> l’interaction du gaz avec les photons X montrent que ceux-ci produisent <strong>de</strong>s “X-<br />
Dominated Regions” (XDR), régions relativement similaires aux “FUV Photon-Dominated Regions” (FUV-<br />
PDR), largement étudiées <strong>de</strong>puis une décennie. Ceccarelli et al. (2000) ont ainsi proposé que l’émission <strong>de</strong>s<br />
raies <strong>de</strong> CO et <strong>de</strong> CO + observée dans l’infrarouge lointain avec ISO/LWS dans la direction <strong>de</strong> plusieurs<br />
objets protostellaires proviennent <strong>de</strong> la XDR créée par les photons UV émis par l’objet central. Nous<br />
envisageons d’étudier les aspects théoriques <strong>de</strong> ce problème en collaboration avec C. Ceccarelli (Bor<strong>de</strong>aux)<br />
et D. Hollenbach (NASA-AMES) dans le but d’i<strong>de</strong>ntifier <strong>de</strong>s observables pour analyser l’interaction <strong>de</strong>s<br />
rayons X avec l’enveloppe protostellaire. Nous nous proposons d’entreprendre ensuite une étu<strong>de</strong><br />
observationelle systématique <strong>de</strong> ces régions en utilisant à la fois les grands télescopes au sol et les<br />
spectromètres embarqués sur SOFIA et HERSCHEL. Une partie <strong>de</strong> ce projet constitue la thèse <strong>de</strong> B. Parise.<br />
74
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
4.4.3 Quel avenir au LAOG ?<br />
L'équipe « MIS » a perdu <strong>de</strong>puis 1999 plusieurs chercheurs permanents. Pour autant, il ne s’agit pas d’une<br />
perte “sèche” dans la mesure où les interactions scientifiques se réalisent maintenant à travers une équipe<br />
Grenoble-Bor<strong>de</strong>aux-Toulouse délocalisée. Le succès <strong>de</strong> cette entreprise tient pour une large part à<br />
l’excellence <strong>de</strong>s relations humaines que les membres <strong>de</strong> l’équipe ont su développer et à la complémentarité<br />
<strong>de</strong>s groupes.<br />
Plusieurs <strong>de</strong>s membres et collaborateurs <strong>de</strong> l’équipe WAGOS sont directement impliqués dans la réalisation<br />
instrumentale et scientifique <strong>de</strong> HERSCHEL. Pour les recherches sur l’environnement protostellaire, ALMA<br />
sera un instrument essentiel, complémentaire <strong>de</strong> HERSCHEL. La complexité <strong>de</strong> ces instruments conjuguée au<br />
souci <strong>de</strong> leur exploitation optimale nécessite <strong>de</strong> préparer d’ores et déjà les scientifiques qui les utiliseront à<br />
l’horizon 2007. Plusieurs étudiants sont en thèse au sein <strong>de</strong> cette équipe, leur permettant d’acquérir une<br />
expérience <strong>de</strong> modélisation et d’observations multi-longueurs d’on<strong>de</strong>s, du millimétrique à l’infrarouge<br />
moyen et les préparant à l'exploitation <strong>de</strong> ces <strong>de</strong>ux prochains TGE <strong>de</strong> notre discipline.<br />
Dans ce contexte, la diminution, en nombre <strong>de</strong> chercheurs, <strong>de</strong> l’expertise radio-astronomique du LAOG<br />
semble paradoxale et pose question quant à son avenir.<br />
Outre sa complémentarité avec les autres thématiques et métho<strong>de</strong>s observationnelles développées au LAOG<br />
(notamment VLTI), la présence d’une équipe « MIS» se justifie par la proximité <strong>de</strong> l’IRAM et l’apport <strong>de</strong><br />
l’interféromètre du Plateau <strong>de</strong> Bure dans l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s régions protostellaires, en vue <strong>de</strong> la préparation <strong>de</strong>s<br />
missions HERSCHEL et ALMA. C’est pourquoi il semble essentiel <strong>de</strong> renforcer l’expertise radio-astronomique<br />
du LAOG au cours <strong>de</strong> la pério<strong>de</strong> <strong>2002</strong>-2005 par recrutement et accueil.<br />
75
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
5 Etoiles jeunes, disques et jets<br />
5.1 Composition <strong>de</strong> l’équipe<br />
Permanents: J. Bouvier - C. Dougados - F. Malbet - F. Ménard - J.-L. Monin<br />
Post-Doctorants: G. Duchêne - D. James<br />
Doctorants: R. Lachaume - E. Moraux<br />
5.2 Faits saillants<br />
• Découverte <strong>de</strong> nouveaux disques résolus par imagerie ˆ haute résolution angulaire autour d’étoiles jeunes<br />
• Première mesure angulairement résolue <strong>de</strong> la région interne (2 AU) <strong>de</strong>s disques d’accrétion <strong>de</strong>s étoiles<br />
jeunes par interférométrie à longue base dans le domaine infrarouge<br />
• Découverte <strong>de</strong> naines brunes isolées dans les régions <strong>de</strong> formation stellaire (Taureau, Serpent) et<br />
détermination <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse substellaire d’amas ouverts (Pléia<strong>de</strong>s, M35, Alpha Per, Blanco 1)<br />
• Premières spectro-images <strong>de</strong> microjets émanant d’étoiles T Tauri<br />
• Mise en évi<strong>de</strong>nce du rôle <strong>de</strong>s conditions initiales dans la formation <strong>de</strong> systèmes multiples<br />
5.3 Introduction<br />
L’équipe “Étoiles Jeunes, Disques et Jets” (« EJDJ » ) du LAOG étudie les processus physiques à l’œuvre<br />
dans les objets stellaires jeunes (1 million d’années) <strong>de</strong> faible masse (≤ 1 masse solaire), dans une phase où<br />
les réactions thermonucléaires principales (H) ne sont pas encore amorcées et où d’intenses phénomènes<br />
d’accrétion et d’éjection <strong>de</strong> matière sont observés dans un environnement circumstellaire complexe, autour<br />
d’objets souvent multiples.<br />
Ces étu<strong>de</strong>s s’éten<strong>de</strong>nt <strong>de</strong> la phase initiale <strong>de</strong> l’effondrement pour déterminer la fonction <strong>de</strong> masse initiale<br />
(IMF) —y compris substellaire— <strong>de</strong>s objets jeunes, jusqu’à la phase protoplanétaire ou le matériau présent<br />
dans le disque <strong>de</strong> l’étoile centrale s’agglomère en planètes, en passant par la structure et l’évolution <strong>de</strong>s<br />
disques, et la connexion accrétion – éjection.<br />
Nos travaux sont liés à ceux <strong>de</strong>s autres équipes du LAOG: « SHERPAS » pour l’application <strong>de</strong> modèles<br />
accrétion-éjection aux objets jeunes, le « GP» pour l’observation à haute résolution angulaire <strong>de</strong><br />
l’environnement, « DP2G » pour les questions liées à l’évolution <strong>de</strong>s disques circumstellaires, « ETFM »<br />
pour l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s naines brunes dans les régions <strong>de</strong> formation stellaire, « ES » pour les modèles théoriques<br />
d’évolution pré-séquence principale.<br />
5.4 Naines brunes jeunes et populations <strong>de</strong> très faible masse<br />
La Galaxie contient bien plus d’étoiles <strong>de</strong> faible masse que d’étoiles massives. La fonction <strong>de</strong> distribution<br />
<strong>de</strong>s masses stellaires, connue sous le nom <strong>de</strong> Fonction <strong>de</strong> Masse (IMF, Initial Mass Function), est<br />
relativement bien estimée pour les étoiles entre 1 et 60 M o: elle est généralement décrite par une loi <strong>de</strong><br />
puissance (dN/dM ∝ M -α ) dont l’exposant varie en fonction du domaine <strong>de</strong> masse. En revanche, sa<br />
détermination aux masses stellaires les plus faibles (0.08-0.5 M o ) et jusque dans le domaine substellaire <strong>de</strong>s<br />
naines brunes (0.01-0.08 M o , i.e., 10 à 80 masses <strong>de</strong> Jupiter) reste incertaine. En outre, la forme <strong>de</strong> la<br />
fonction <strong>de</strong> masse n’a pas aujourd’hui d’explication théorique. Des résultats récents, obtenus par Motte et<br />
André au CEA/Saclay, donnent à penser que la distribution <strong>de</strong>s masses stellaires résulte pour une part <strong>de</strong> la<br />
distribution en masse <strong>de</strong>s cœurs moléculaires <strong>de</strong>nses, précurseurs directs <strong>de</strong>s étoiles. Il est également<br />
76
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
probable que la fragmentation <strong>de</strong>s cœurs moléculaires durant l’effondrement gravitationnel joue un rôle dans<br />
l’établissement <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse <strong>de</strong>s étoiles (voir section “Binaires”).<br />
La détermination <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse, en particulier aux faibles masses et dans le domaine substellaire,<br />
permet par conséquent <strong>de</strong> fournir <strong>de</strong>s contraintes sur le processus <strong>de</strong> formation stellaire. Parmi les questions<br />
urgentes, on peut citer celle <strong>de</strong> savoir s’il existe une limite inférieure à la masse d’un objet isolé ou s’il est<br />
possible <strong>de</strong> former <strong>de</strong>s objets <strong>de</strong> masse planétaire sans qu’ils soient nécessairement associés à une étoile, si le<br />
taux <strong>de</strong> formation <strong>de</strong> naines brunes par unité <strong>de</strong> masse est supérieur à celui <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> faible masse, etc.<br />
Le développement <strong>de</strong> nouveaux instruments, en particulier les mosaïques CCD grand champ qui permettent<br />
<strong>de</strong> son<strong>de</strong>r profondément <strong>de</strong> larges étendues sur le ciel, a marqué le début <strong>de</strong> la quête <strong>de</strong>s naines brunes. En<br />
découvrant <strong>de</strong>s échantillons <strong>de</strong> naines brunes permettant d’estimer la fonction <strong>de</strong> masse dans le domaine<br />
substellaire, nous avons largement contribué à cet effort et continuons <strong>de</strong> mener un certain nombre <strong>de</strong> projets<br />
dans cette direction. Ces travaux se développent aujourd’hui dans notre équipe au sein d’un réseau <strong>de</strong><br />
recherche et formation (Research Training Network) financé <strong>de</strong>puis Juin 2000 par la communauté<br />
européenne sur la formation et l’évolution <strong>de</strong>s amas stellaires jeunes (PI: M. MacCaughrean, Potsdam).<br />
L’objectif du réseau qui réunit 7 instituts européens et s’étale sur 4 ans (cf. 11 ) est <strong>de</strong> mener une étu<strong>de</strong><br />
coordonnée observationnelle et théorique <strong>de</strong> la formation stellaire dans les amas jeunes. Notre équipe<br />
grenobloise est essentiellement impliquée sur <strong>de</strong>ux volets: l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la fraction <strong>de</strong> binaires (voir Section<br />
“Binaires”) et la détermination <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse à très faible masse.<br />
5.4.1 Naines brunes dans les régions <strong>de</strong> formation stellaire<br />
Les naines brunes étant d’autant plus lumineuses qu’elles sont jeunes, les régions <strong>de</strong> formation d’étoiles (1-5<br />
Myr) offrent un terrain idéal pour détecter et étudier <strong>de</strong>s objets substellaires <strong>de</strong> très faible masse,<br />
potentiellement jusqu’à quelques masses <strong>de</strong> Jupiter. Avec l’avènement récent <strong>de</strong>s caméras grand champ<br />
(0.33 <strong>de</strong>grés carrés pour CFH12K, 1 <strong>de</strong>gré carré pour MEGACAM au TCFH), les sondages photométriques<br />
étendus fournissent un outil particulièrement puissant pour l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> ces populations substellaires jeunes. À<br />
échéance <strong>de</strong> quelques années, le développement <strong>de</strong> mosaïques grand champ dans le domaine infrarouge (e.g.<br />
WIRCAM au TCFH) complètera l’apport <strong>de</strong>s caméras visibles pour l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s populations encore enfouies<br />
dans le nuage moléculaire.<br />
Au cours <strong>de</strong>s 3 <strong>de</strong>rnières années, nous avons largement exploité les capacités <strong>de</strong>s caméras grand champ du<br />
CFHT et <strong>de</strong> l’ESO pour cartographier plusieurs régions <strong>de</strong> formation stellaire. Dans la zone du Serpent, le<br />
sondage photométrique du nuage en infrarouge au NTT/ESO (Giovanetti et al. 1998) complété par une étu<strong>de</strong><br />
spectroscopique <strong>de</strong>s candidats avec ISAAC/VLT a conduit à la découverte <strong>de</strong> la première naine brune <strong>de</strong> cette<br />
région, encore enfouie au cœur du nuage où elle s’est formée (Av≈10 mag, Lodieu et al. <strong>2002</strong>). Plusieurs<br />
autres candidats ont été i<strong>de</strong>ntifiés lors <strong>de</strong> cette étu<strong>de</strong> et leur caractérisation est en cours. Ce travail est mené<br />
en collaboration avec E. Caux du CESR <strong>de</strong> Toulouse. Nous avons parallèlement débuté en 1999-2000 une<br />
cartographie grand champ optique avec la camera CFH12k (au TCFH) <strong>de</strong> la région <strong>de</strong> formation stellaire du<br />
Taureau. Dans cette région, <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s préliminaires couvrant moins <strong>de</strong> 1 <strong>de</strong>gré carré n’ont détecté que<br />
quelques candidats substellaires (Briceno et al. 1998, Luhman 2000). Nous avons récemment cartographié<br />
3.6 <strong>de</strong>grés carrés en R,I,z et Hα jusqu’à <strong>de</strong>s limites <strong>de</strong> détection <strong>de</strong> I=23.5 R=24.5, ce qui représente un gain<br />
d’un facteur 5 en couverture spatiale et un facteur 10 en sensibilité par rapport aux étu<strong>de</strong>s précé<strong>de</strong>ntes<br />
(Figure 1). À partir <strong>de</strong> ce sondage optique et d’un complément <strong>de</strong> photométrie infrarouge, nous avons<br />
i<strong>de</strong>ntifié 30 candidats naines brunes (Dougados et al. 2001, <strong>2002</strong>). Un suivi spectroscopique <strong>de</strong> quelques<br />
candidats a déjà permis d’i<strong>de</strong>ntifier <strong>de</strong> façon certaine 4 naines brunes du nuage dans cet échantillon<br />
(Figure 2, Martin et al. 2001).<br />
Diverses étu<strong>de</strong>s <strong>de</strong> suivi ont par ailleurs démarré sur cet échantillon: spectroscopie optique avec FORS1/VLT<br />
et LRIS/KECK pour déterminer le type spectral et confirmer la nature substellaire (en cours), détection<br />
d’émission millimétrique avec PdBI-IRAM (programmée) pour étudier l’environnement circumstellaire <strong>de</strong>s<br />
naines brunes jeunes, étu<strong>de</strong> à haute résolution spectrale <strong>de</strong>s profils <strong>de</strong>s raies <strong>de</strong> recombinaison <strong>de</strong><br />
l’hydrogène avec HIRES/KECK et CGS4/UKIRT (en cours) pour rechercher la signature du processus<br />
d’accrétion dans les naines brunes jeunes. L’ensemble <strong>de</strong> ces étu<strong>de</strong>s sont menées au sein <strong>de</strong> notre équipe en<br />
11 http://www.aip.<strong>de</strong>/groups/starplan/ecrtn.html<br />
77
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Figure 1: Diagramme (I, R-I) <strong>de</strong>s champs CFHT 12K du nuage du Taureau. La courbe verte indique<br />
l’emplacement d’une séquence <strong>de</strong> naines M rapportée à la distance du Taureau (ZAMS). Les nouveaux candidats<br />
naines brunes du Taureau sont situés plus <strong>de</strong> 2 magnitu<strong>de</strong>s au-<strong>de</strong>ssus <strong>de</strong> la ZAMS. Triangles rouges pleins: 4<br />
nouvelles naines brunes confirmées spectroscopiquement (cf. Fig.2) ; triangles bleus: objets jeunes connus<br />
précé<strong>de</strong>mment; cercles verts: étoiles <strong>de</strong> champ i<strong>de</strong>ntifiées spectroscopiquement (Dougados et al. <strong>2002</strong>).<br />
Figure 2: Spectres <strong>de</strong>s 4 nouvelles naines brunes du Taureau obtenus au WHT. Le spectre du bas est<br />
représentatif <strong>de</strong> naines brunes <strong>de</strong>s Pléia<strong>de</strong>s, plus évoluées. Les doublets NaI et KI sont moins prononcés dans le<br />
spectre <strong>de</strong>s objets jeunes du Taureau, indiquant une plus faible gravité <strong>de</strong> surface qui permet <strong>de</strong> vali<strong>de</strong>r ces<br />
candidats comme <strong>de</strong>s naines brunes jeunes (Martin et al. 2001).<br />
78
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
collaboration avec les astronomes rési<strong>de</strong>nts du TCFH, en particulier Jean-Charles Cuillandre et E. Magnier<br />
ainsi qu’E. Martin (IfA, Hawaii).<br />
Plusieurs autres régions <strong>de</strong> formation stellaire (Orion, NGC 2264, etc.) cartographiées avec la CFHT 12K et la<br />
WFI/ESO sont en cours d’analyse. À échéance <strong>de</strong> 2-3 ans, l’analyse <strong>de</strong>s sondages photométriques et la mise<br />
en place <strong>de</strong>s observations <strong>de</strong> suivi, notamment spectroscopiques, nous permettent d’espérer la détection <strong>de</strong><br />
plusieurs dizaines <strong>de</strong> naines brunes dans plusieurs régions <strong>de</strong> formation stellaire. De tels échantillons seront<br />
suffisants pour proposer une estimation <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse initiale substellaire et étudier sa dépendance<br />
éventuelle aux conditions environnementales dans différents nuages moléculaires. L’ensemble <strong>de</strong> ces étu<strong>de</strong>s<br />
bénéficieront largement <strong>de</strong>s forces et <strong>de</strong> l’expertise distribuées au sein du réseau européen.<br />
5.4.2 Naines brunes dans les amas ouverts jeunes<br />
Notre recherche <strong>de</strong> naines brunes jeunes s’étend aux amas ouverts galactiques <strong>de</strong> moins <strong>de</strong> 100 Myr. Bien<br />
que les objets substellaires y soient moins lumineux que dans les régions <strong>de</strong> formation d’étoiles, il est encore<br />
possible <strong>de</strong> les y détecter jusqu’à une masse aussi faible que 30-40 masses <strong>de</strong> Jupiter avec les instruments<br />
actuels. En collaboration avec J. Stauffer (NASA Ames) et D. Barrado (Univ. Madrid), nous avons concentré<br />
notre recherche sur les amas les plus proches et les plus riches, et dont la population stellaire est par ailleurs<br />
bien étudiée, fournissant une estimation précise <strong>de</strong> distance et d’âge: Pléia<strong>de</strong>s, Alpha Persei, M 35, NGC<br />
2516, Blanco 1.<br />
Figure 3: Diagramme <strong>de</strong> mouvement propre <strong>de</strong>s candidats naines brunes <strong>de</strong> l’amas <strong>de</strong>s Pléia<strong>de</strong>s. La plupart <strong>de</strong>s<br />
candidats sont situés à l’intérieur <strong>de</strong>s cercles à 2 et 3 σ autour du mouvement propre moyen <strong>de</strong> l’amas (étoile<br />
rouge), ce qui confirme leur appartenance à l’amas et leur statut <strong>de</strong> naines brunes (Moraux et al. 2001).<br />
(Données obtenues au CFHT et à l’ESO)<br />
Depuis 1998, nous avons réalisé les sondages photométriques les plus profonds et les plus vastes jamais<br />
obtenus sur ces 5 amas à l’ai<strong>de</strong> <strong>de</strong>s cameras 8K puis 12K du TCFH et la camera WFI <strong>de</strong> l’ESO. Avec la<br />
détection <strong>de</strong> 25 candidats naines brunes dans les Pléia<strong>de</strong>s, nous avons obtenu une estimation <strong>de</strong> la fonction<br />
<strong>de</strong> masse substellaire <strong>de</strong> l’amas (Bouvier et al. 1998), rapi<strong>de</strong>ment confirmée par <strong>de</strong>s observations<br />
complémentaires <strong>de</strong> l’échantillon <strong>de</strong> candidats en photométrie infrarouge (Martin et al. 1998), spectroscopie<br />
au KECK (Stauffer et al. 1998) et mouvement propre (Figure 3, Moraux et al. 2001). Des résultats similaires<br />
79
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
ont <strong>de</strong>puis été obtenus pour M35 (Barrado et al. 1998) et, plus récemment, Alpha Per (Barrado et al. <strong>2002</strong>, in<br />
prep.), alors que les données <strong>de</strong> NGC 2516 et Blanco 1 sont en cours d’analyse.<br />
Les résultats suggèrent d’une part que la fonction <strong>de</strong> masse continue <strong>de</strong> croître dans le domaine substellaire<br />
(i.e., la loi <strong>de</strong> puissance conserve une pente négative bien que fléchissante par rapport au domaine stellaire)<br />
au moins jusqu’à 40 masses <strong>de</strong> Jupiter et, d’autre part, il ne semble pas y avoir <strong>de</strong> différences significatives<br />
dans la fonction <strong>de</strong> masse <strong>de</strong>s différents amas. L’une <strong>de</strong>s limitations <strong>de</strong> ces étu<strong>de</strong>s tient à ce que ces amas,<br />
bien que jeunes, ont déjà dynamiquement évolué comme en témoigne la ségrégation spatiale observée entre<br />
étoiles massives et peu massives. C’est pourquoi nous avons réalisé un nouveau sondage <strong>de</strong>s Pléia<strong>de</strong>s avec la<br />
CFHT12k, couvrant une bien plus large surface (∼7 <strong>de</strong>grés carrés), afin <strong>de</strong> déterminer la distribution spatiale<br />
<strong>de</strong>s naines brunes au sein <strong>de</strong> l’amas. Ces données sont maintenant complétées par un suivi spectroscopique<br />
<strong>de</strong>s nouveaux candidats naines brunes avec FORS/VLT (Moraux et al. in prep.).<br />
Nous abordons aujourd’hui, en collaboration avec C. Clarke (IoA, Cambridge), la modélisation numérique<br />
<strong>de</strong> l’évolution dynamique <strong>de</strong>s amas qui permettra d’estimer la fraction <strong>de</strong> naines brunes susceptibles d’avoir<br />
migré vers l’extérieur <strong>de</strong> l’amas en 100 Myr et qui pourraient ainsi avoir échappé à nos sondages.<br />
L’ensemble <strong>de</strong> ces étu<strong>de</strong>s, observationnelles et théoriques, constitue actuellement le travail <strong>de</strong> thèse <strong>de</strong> E.<br />
Moraux (soutenance 2003).<br />
5.5 Systèmes multiples<br />
5.5.1 Formation stellaire et multiplicité<br />
Comme la distribution <strong>de</strong> masse ou <strong>de</strong> moment cinétique, le <strong>de</strong>gré <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s étoiles jeunes est le<br />
produit direct du processus <strong>de</strong> formation stellaire. Ainsi, la fréquence et les propriétés orbitales <strong>de</strong>s systèmes<br />
binaires jeunes tracent le mécanisme <strong>de</strong> fragmentation durant l’effondrement gravitationnel.<br />
Afin <strong>de</strong> caractériser le <strong>de</strong>gré et la fréquence <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s populations stellaires jeunes, nous avons<br />
conduit au cours <strong>de</strong>s quatre <strong>de</strong>rnières années <strong>de</strong>s campagnes d’observations répétées utilisant les systèmes<br />
d’optique adaptative du CFHT, <strong>de</strong> l’ESO et du KECK (Figure 4). L’objectif est <strong>de</strong> déterminer la proportion <strong>de</strong><br />
binaires visuelles dans <strong>de</strong>s populations d’étoiles jeunes appartenant à différents types <strong>de</strong> nuages moléculaires<br />
(associations, amas) et à différents âges (<strong>de</strong> 1 à 600 Myr) pour tester, d’une part, l’effet <strong>de</strong>s conditions<br />
locales sur le processus <strong>de</strong> fragmentation et, d’autre part, l’évolution séculaire <strong>de</strong> la proportion <strong>de</strong> systèmes<br />
binaires.<br />
Figure 4: Images brutes H et K du système triple T Tauri N/S obtenues avec le système d’optique adaptative du<br />
télescope KECK. Champ <strong>de</strong> vue: 1" <strong>de</strong> coté pour les <strong>de</strong>ux gran<strong>de</strong>s images. Les <strong>de</strong>ux encarts à droite sont le<br />
résultat d’une déconvolution douce (10 itérations) avec Lucy ; champ <strong>de</strong> vue ramené à 0.4" et centré sur T Tau S<br />
(T Tau N est utilisée comme PSF). La séparation <strong>de</strong>s composantes <strong>de</strong> T Tauri Sud est <strong>de</strong> 0.092", soit 12.9 U. A.<br />
(Duchêne et al. <strong>2002</strong>).<br />
Nous avons trouvé pour ce qui concerne les étoiles jeunes <strong>de</strong> type solaire ou moins massives que tous les<br />
amas étudiés présentent une fraction <strong>de</strong> binaires proche <strong>de</strong> 60%, similaire à celle observée pour les étoiles du<br />
champ (Duchêne et al. 1999a, Eislöffel et al. 2000, Bouvier et al. 2001). Nous avons montré que la fraction<br />
80
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
<strong>de</strong> systèmes binaires ne dépend pas <strong>de</strong> l’âge au-<strong>de</strong>là <strong>de</strong> un million d’années environ, mais qu’il existe une<br />
relation claire entre taux <strong>de</strong> binarité et conditions locales, les régions les plus <strong>de</strong>nses (<strong>de</strong> type amas)<br />
hébergeant bien moins <strong>de</strong> binaires que les régions <strong>de</strong> formation stellaire isolée dont le taux <strong>de</strong> binarité est<br />
proche <strong>de</strong> 100% (Duchêne 1999, Patience & Duchêne 2001).<br />
Une interprétation possible <strong>de</strong> ce résultat suggère que toutes les étoiles se forment dans <strong>de</strong>s systèmes<br />
multiples, résolvant au passage le problème du moment cinétique initial, et que la fraction <strong>de</strong> binaires dans<br />
les proto-amas <strong>de</strong>nses décroît <strong>de</strong> 100 à 60% en moins <strong>de</strong> 1 Myr par interactions dynamiques <strong>de</strong>structives<br />
entre protosystèmes. Cette hypothèse, quoique nécessitant encore une confirmation observationelle par<br />
l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s population protostellaires, est compatible avec les modèles numériques d’évolution protostellaire<br />
en amas.<br />
Parallèlement, nous avons mené une campagne d’observation d’étoiles massives dans un amas très jeune (2<br />
Myr), qui révèle un taux <strong>de</strong> binarité élevé, au moins égal et probablement supérieur à celui <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong><br />
faible masse. Bien que préliminaire, ce résultat semble écarter l’un <strong>de</strong>s scénarios possibles <strong>de</strong> formation <strong>de</strong>s<br />
étoiles massives par coalescence <strong>de</strong> plusieurs étoiles <strong>de</strong> plus faible masse, scénario dynamique violent qui<br />
<strong>de</strong>vrait conduire à un taux <strong>de</strong> binaires visuelles très faible pour les étoiles massives (Duchêne et al. 2001).<br />
L’ensemble <strong>de</strong> ces travaux ont été conduits en collaboration avec T. Simon (Univ. Hawaii), J. Eislöffel<br />
(Univ. Tautenburg) dans le cadre d’un contrat bilatéral CNRS-DAAD, et J.-C. Mermilliod (Univ. Genève).<br />
Afin d’estimer précisément l’ampleur du processus <strong>de</strong> fragmentation avant toute évolution dynamique <strong>de</strong>s<br />
protosystèmes, nous nous concentrons maintenant sur l’étu<strong>de</strong> d’objets encore plus jeunes, enfouis dans leur<br />
enveloppe protostellaire. En collaboration avec P. André (CEA Saclay) et S. Bontemps (Obs. Bor<strong>de</strong>aux),<br />
nous avons entrepris <strong>de</strong>s observations d’échantillons complets <strong>de</strong> protoétoiles dans 2 régions <strong>de</strong> formation<br />
stellaire, l’une <strong>de</strong>nse l’autre isolée, avec CFHT-IR, le nouvel imageur infrarouge grand champ du CFH. D’ici 2<br />
ans, cette approche sera complétée par <strong>de</strong>s observations <strong>de</strong> protoétoiles à très haute résolution angulaire sur<br />
les grands télescopes, prenant notamment avantage du système d’optique adaptative VLT/NAOS et <strong>de</strong> son<br />
senseur <strong>de</strong> front d’on<strong>de</strong> infrarouge.<br />
5.5.2 Physique <strong>de</strong> l’accrétion dans les systèmes binaires<br />
Grâce aux systèmes <strong>de</strong> spectro-imagerie délivrant une excellente qualité d’image au CFHT (PUE'O/OASIS) et<br />
à l’ESO (ADONIS/GraF), nous avons pu au cours <strong>de</strong>s <strong>de</strong>rnières années obtenir et analyser le spectre résolu <strong>de</strong><br />
chacune <strong>de</strong>s composantes <strong>de</strong> plus d’une quinzaine <strong>de</strong> systèmes binaires T Tauri (Monin et al. 1998, Duchêne<br />
et al. 1999b). L’on déduit <strong>de</strong> ces spectres les paramètres fondamentaux <strong>de</strong>s compagnons (masse, âge) mais<br />
aussi, par l’utilisation <strong>de</strong> diagnostics d’accrétion (e.g. raies <strong>de</strong> Balmer en émission), le taux d’accrétion<br />
relatif <strong>de</strong> l’environnement circumstellaire du système vers la primaire et la secondaire.<br />
Nous avons ainsi montré que lorsqu’une primaire accrète <strong>de</strong> la matière, c’est aussi le cas <strong>de</strong> son compagnon<br />
(systèmes homogènes) et que le cas contraire (systèmes hybri<strong>de</strong>s) où une seule étoile du système accrète du<br />
matériau circumstellaire est très rare. Une interprétation possible <strong>de</strong> cette propriété suggère l’existence d’une<br />
vaste enveloppe gazeuse englobant l’ensemble du système et alimentant simultanément les disques <strong>de</strong>s 2<br />
composantes jusqu’à épuisement <strong>de</strong> ce réservoir commun. Cette hypothèse est compatible avec les propriétés<br />
spectrales <strong>de</strong>s composantes <strong>de</strong>s systèmes étudiés et permet <strong>de</strong> comprendre un autre résultat qui indique que<br />
le taux d’accrétion est toujours plus important sur la primaire que sur la secondaire.<br />
Les binaires que nous avons étudiées jusqu’à présent sont relativement larges (<strong>de</strong>mi grand axe <strong>de</strong> 100 UA et<br />
plus), et nous nous orientons maintenant vers l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> systèmes plus serrés, grâce aux instruments <strong>de</strong><br />
spectro-imagerie couplés à l’optique adaptative sur les grands télescopes (NIRSPEC/KECK, CONICA/VLT). La<br />
séparation <strong>de</strong> ces binaires (quelques 10 AU) est telle que l’on peut s’attendre à ce que le disque<br />
circumstellaire <strong>de</strong> chacune <strong>de</strong>s composantes ressente fortement l’influence dynamique <strong>de</strong> l’autre, menant en<br />
particulier à <strong>de</strong>s effets <strong>de</strong> troncature et, peut-être, à <strong>de</strong>s taux d’accrétion plus forts par effet <strong>de</strong> marée. Il sera<br />
intéressant <strong>de</strong> comparer le processus d’accrétion circumstellaire et circumbinaire dans ce type <strong>de</strong> systèmes en<br />
interaction à celui observé dans les binaires plus larges afin <strong>de</strong> mieux comprendre l’évolution <strong>de</strong>s disques<br />
circumstellaires dans les systèmes multiples.<br />
81
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
5.6 Les disques circumstellaires <strong>de</strong>s étoiles jeunes (1-10 Myr)<br />
LAOG<br />
L’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s disques circumstellaires <strong>de</strong>s étoiles jeunes est un axe central <strong>de</strong>s travaux menés dans notre<br />
équipe. Combinant observations à haute résolution angulaire (Figures 5 et 6) et le développement <strong>de</strong> modèles<br />
numériques et analytiques, l’objectif est <strong>de</strong> déterminer les propriétés physiques <strong>de</strong>s disques proto-planétaires<br />
et <strong>de</strong> contraindre l’échelle <strong>de</strong> temps <strong>de</strong> leur évolution. Parmi les résultats obtenus ces <strong>de</strong>rnières années, on<br />
peut citer en particulier la découverte <strong>de</strong> 5 nouveaux disques par imagerie directe (Stapelfeldt et al. 1998,<br />
Padgett et al. 1999, Monin & Bouvier 2000, Krist et al. 2000, Ménard et al. 2000), la première observation<br />
résolue en interférométrie infrarouge <strong>de</strong> la région interne (2 AU) <strong>de</strong> 2 disques circumstellaires (Malbet et al.<br />
1998, Millan-Gabet et al. 1999), la mesure par interférométrie radio <strong>de</strong> la rotation keplerienne <strong>de</strong>s régions<br />
externes <strong>de</strong> disques circumstellaires et circumbinaires (Duvert et al. 1998, Dutrey et al. 1998, Duvert et al.<br />
2000), la caractérisation <strong>de</strong> la zone d’interaction avec la magnétosphère <strong>de</strong> l’étoile au bord interne du disque<br />
d’accrétion (Bouvier et al. 1999). La confrontation <strong>de</strong> ces nouveaux résultats avec les modèles développés<br />
dans l’équipe permet ainsi <strong>de</strong> son<strong>de</strong>r les disques sur toute leur étendue, <strong>de</strong>s régions externes froi<strong>de</strong>s (10-100<br />
AU: interférométrie millimétrique, imagerie HRA visible et infrarouge), aux régions internes d’émission<br />
thermique (1-10 AU: interférométrie infrarouge) jusqu’au bord interne du disque (∼0.1 AU: suivi spectrophotométrique).<br />
5.6.1 La recherche <strong>de</strong> disques circumstellaires<br />
Les indices indirects <strong>de</strong> l’existence <strong>de</strong> disques autour <strong>de</strong>s étoiles jeunes sont nombreux (excès infrarouge,<br />
émission millimétrique, jets, etc.). Néanmoins, peu <strong>de</strong> disques ont pu être à ce jour suffisamment résolus<br />
angulairement pour permettre une imagerie directe <strong>de</strong> leur structure et la détermination <strong>de</strong> leurs propriétés<br />
(profil <strong>de</strong> <strong>de</strong>nsité et <strong>de</strong> température, échelle <strong>de</strong> hauteur, gauchissement, troncature, etc.). Nous avons lancé<br />
plusieurs programmes d’observations à gran<strong>de</strong> échelle dans le but <strong>de</strong> rechercher les candidats les plus<br />
prometteurs pour une étu<strong>de</strong> approfondie sur les grands instruments au sol et dans l’espace. Avec plus <strong>de</strong> 300<br />
orbites attribuées sur le télescope spatial, <strong>de</strong>s centaines d’heures au plateau <strong>de</strong> Bure, 50 nuits au CFHT, près<br />
<strong>de</strong> 200 nuits au Pic du Midi <strong>de</strong>puis 1998, et plus <strong>de</strong> 12 semaines d’observations interférométriques<br />
infrarouges sur PTI et IOTA, la recherche <strong>de</strong> disques autour d’étoiles T Tauri et d’étoiles Ae/Be <strong>de</strong> Herbig,<br />
plus massives, a été une activité importante <strong>de</strong> l’équipe.<br />
Une métho<strong>de</strong>, indirecte, pour rechercher <strong>de</strong> nouveaux disques est <strong>de</strong> les détecter via la très forte polarisation<br />
linéaire qu’ils induisent lorsqu’ils sont vus par la tranche. Nous terminons l’exploitation d’un instrument<br />
d’équipe installé au Pic-du-Midi, le polarimètre STERENN, financé en partie par le LAOG et l’UJF via le<br />
BQR. Devenu le plus sensible <strong>de</strong> sa catégorie, STERENN a permis la mesure <strong>de</strong> plus <strong>de</strong> 1100 nouvelles<br />
étoiles <strong>de</strong>puis 1997, et une vingtaine présentent les fortes polarisations attendues, en accord avec une<br />
distribution aléatoire <strong>de</strong>s inclinaisons <strong>de</strong> ces astres. Nous avons maintenant observé la majorité <strong>de</strong> ces<br />
candidats à disque en haute résolution angulaire et la présence d’un nouveau disque ou d’une large<br />
enveloppe est systématiquement confirmée. Ces travaux sont effectués en collaboration avec P. Bastien et F.<br />
Poi<strong>de</strong>vin (Univ. Montréal) et N. Manset (CFHT, Hawaii). La totalité <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong> polarisation est utilisée<br />
par ailleurs pour étudier et comparer, statistiquement, les propriétés du milieu circumstellaire entourant les<br />
étoiles (plus ou moins) jeunes situées dans une gamme d’environnements différents. Pour l’instant, une<br />
comparaison <strong>de</strong>s observations avec <strong>de</strong>s modèles <strong>de</strong> lumière diffusée permet <strong>de</strong> poser <strong>de</strong>s contraintes sur la<br />
présence (fréquente) et l’angle d’ouverture (quelques <strong>de</strong>grés seulement) <strong>de</strong>s disques d’accrétion entourant les<br />
étoiles T Tauri du Taureau (Ménard et al. <strong>2002</strong>) et les étoiles Herbig AeBe (Ménard, Donar et al. in prep.).<br />
Nous entreprenons maintenant un programme d’imagerie polarimétrique avec l’instrument FORS sur le VLT.<br />
Cette étu<strong>de</strong> permet d’une part <strong>de</strong> découvrir <strong>de</strong> nombreuses sources à disque et d’autre part, du fait <strong>de</strong> la<br />
bonne qualité d’image <strong>de</strong> l’instrument, <strong>de</strong> déterminer les orientations respectives <strong>de</strong>s disques dans les<br />
systèmes binaires proches. Ces résultats, actuellement uniques et fortement contraignant pour le processus <strong>de</strong><br />
formation <strong>de</strong>s systèmes multiples, ont été obtenus à l’issue du développement d’un “pipeline” spécifique <strong>de</strong><br />
réduction <strong>de</strong> données qui permet notamment <strong>de</strong> s’affranchir <strong>de</strong> la polarisation interstellaire pour ne conserver<br />
que celle d’origine circumstellaire.<br />
Nous achevons actuellement un programme d’imagerie à haute résolution angulaire dans les domaines<br />
visible et infrarouge avec le HST et l’optique adaptative du CFHT sur un vaste échantillon d’étoiles jeunes<br />
dans différents nuages moléculaires. Dans ce domaine <strong>de</strong> longueur d’on<strong>de</strong> il s’agit <strong>de</strong> détecter la lumière <strong>de</strong><br />
82
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
l’étoile diffusée par la poussière circumstellaire située à la surface du disque. Autour <strong>de</strong>s étoiles jeunes <strong>de</strong><br />
type solaire, les disques <strong>de</strong> HK Tau/c (Stapelfeldt et al. 1998), TW Hya (Krist et al. 2000), HV Tau C<br />
(Monin & Bouvier 2000), Sz 82 (Padgett et al. 1999), IRAS 04158+2805 (Ménard et al. 2000), et plusieurs<br />
autres encore inédits furent ainsi découverts. Autour <strong>de</strong>s étoiles plus massives, <strong>de</strong> type Herbig Ae/Be, <strong>de</strong>s<br />
travaux croisés avec l’équipe « DP2G » du LAOG ont permis <strong>de</strong> détecter les disques entourant HD 141569<br />
(Augereau et al. 2000) et HD 100546 (Augereau et al. 2000).<br />
Figure 5: Image CFHT 12K <strong>de</strong> l’objet IRAS 04158+2805 obtenue dans le filtre R (l’image originale a été<br />
déconvoluée; Lucy/13 itérations). La ban<strong>de</strong> sombre révèle clairement un disque vu quasiment par la tranche,<br />
étendu (rayon 1100 U. A.) et fortement évasé, qui cache l’étoile centrale. Un jet (confirmé par une image Ha) se<br />
détache <strong>de</strong> la source centrale dans une direction perpendiculaire au disque (Ménard et al. <strong>2002</strong>).<br />
Figure 6: Le disque circumstellaire vu par la tranche <strong>de</strong> HV Tau/c. Image en ban<strong>de</strong> K obtenue avec l’optique<br />
adaptative du CFHT. Le rayon du disque est d’environ 50 unités astronomiques (0.3"). L’aspect hamburger<br />
résulte <strong>de</strong> l’extinction forte dans le plan médian du disque qui cache l’étoile centrale (ban<strong>de</strong> sombre) dont les<br />
photons illuminent la surface évasée du disque (Monin & Bouvier 2000).<br />
83
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
En parallèle, un programme <strong>de</strong> recherche <strong>de</strong> disque par interférométrie millimétrique, qui détecte l’émission<br />
thermique <strong>de</strong> la poussière froi<strong>de</strong> dans les régions externes du disque, a été mené à l’IRAM/PdB.Outre la<br />
découverte <strong>de</strong> nouveaux disques (Duvert et al. 2000), l’observation <strong>de</strong>s raies du gaz CO permet d’étudier la<br />
cinématique du disque et <strong>de</strong> prouver qu’il s’agit bien d’une structure aplatie en rotation keplerienne autour <strong>de</strong><br />
l’objet central (Dutrey et al. 1998, Duvert et al. 1998).<br />
Enfin, nous avons entamé l’observation <strong>de</strong> disques avec les interféromètres infrarouges à longue base<br />
actuellement disponibles: le Palomar Testbed Interferometer (PTI), un interféromètre <strong>de</strong> 110m <strong>de</strong> ligne <strong>de</strong><br />
base travaillant en ban<strong>de</strong>s H et K et le Infrared and Optical Telescope Array (IOTA) un interféromètre<br />
reconfigurable <strong>de</strong> base maximale 38m travaillant aussi en H et K. La recherche <strong>de</strong> disques à une échelle en<br />
<strong>de</strong>ssous <strong>de</strong> l’unité astronomique a été un succès pour les objets <strong>de</strong> type FU Orionis (Malbet et al. 1998) et<br />
pour les étoiles jeunes <strong>de</strong> masse intermédiaire dites étoiles Ae/Be <strong>de</strong> Herbig (Millan-Gabet et al. 1999).<br />
5.6.2 La modélisation <strong>de</strong>s disques circumstellaires<br />
L’ensemble <strong>de</strong>s programmes d’observation décrits plus haut nous fournissent aujourd’hui une banque <strong>de</strong><br />
données unique contenant <strong>de</strong>s disques vus à toutes les inclinaisons, autour d’étoiles isolées ou binaires,<br />
couvrant un spectre <strong>de</strong> masse s’étalant <strong>de</strong> 0.5 à 5 M O et ayant <strong>de</strong>s âges allant <strong>de</strong> 0.5 à 10 millions d’années.<br />
Les premières analyses fines <strong>de</strong> ces disques sont donc possibles. Certaines <strong>de</strong> leurs propriétés sont<br />
directement mesurées sur les images, e.g., rayon externe, inclinaison, gauchissement et asymétries. D’autres,<br />
tels que les profils <strong>de</strong> <strong>de</strong>nsité et <strong>de</strong> température, échelle <strong>de</strong> hauteur, détermination <strong>de</strong> la masse, etc.,<br />
requièrent une modélisation plus poussée. Nous avons développé 2 classes <strong>de</strong> modèles <strong>de</strong> disques permettant<br />
<strong>de</strong> générer <strong>de</strong>s images synthétiques à comparer aux observations pour en déduire les propriétés intrinsèques<br />
<strong>de</strong> chaque système. La première classe <strong>de</strong> modèles traite par un co<strong>de</strong> Monte Carlo la diffusion simple et<br />
multiple <strong>de</strong>s photons stellaires dans le disque (Ménard 1989). Les images synthétiques résultantes sont<br />
directement comparables aux observations <strong>de</strong>s disques en visible et infrarouge. Ce co<strong>de</strong> traite également<br />
l’état <strong>de</strong> polarisation <strong>de</strong> la lumière diffusée permettant une confrontation directe avec les cartes <strong>de</strong><br />
polarisation <strong>de</strong> disques que nous avons obtenues avec le HST (Silber et al. 2000). La secon<strong>de</strong> classe <strong>de</strong><br />
modèle traite l’émission thermique <strong>de</strong>s poussières, chauffées par l’illumination <strong>de</strong> l’étoile et par la<br />
dissipation visqueuse d’énergie associée à l’accrétion dans le disque, et permet entre autre <strong>de</strong> calculer les<br />
visibilités interférométriques directement ajustables aux observations (Malbet et al. 2001, Lachaume et al.<br />
<strong>2002</strong>, in prep.). Ce travail fait l’objet <strong>de</strong> la thèse <strong>de</strong> Régis Lachaume (soutenance en <strong>2002</strong>).<br />
La modélisation <strong>de</strong>s résultats d’observation nous a ainsi permis d’estimer les paramètres structurels globaux<br />
(i.e., taille, inclinaison, échelle <strong>de</strong> hauteur, et dans une moindre mesure <strong>de</strong>nsité <strong>de</strong> surface et masse) <strong>de</strong>s<br />
disques circumstellaires <strong>de</strong> HK Tau/c (Stapelfeldt et al. 1998), HV Tau C (Monin & Bouvier 2000,<br />
Stapelfeldt et al. 2001), TW Hya (Krist et al. 2000), GM Aur et Sz 82 (en préparation) et <strong>de</strong>s anneaux<br />
circumbinaires entourant UY Aur (Ménard et al. 1999, 2001), et GG Tau (Silber et al. 2000 ; McCabe, Ghez,<br />
Duchêne, <strong>2002</strong>) —cf. les revues <strong>de</strong> Ménard & Bertout (1999, 2001), Ménard (2000, 2001), Ménard &<br />
Stapelfeldt (2001), Ménard et al. (2000). La modélisation <strong>de</strong>s cartes <strong>de</strong> polarisation délivrées par le HST<br />
permet en outre d’estimer la distribution <strong>de</strong> taille <strong>de</strong>s grains dans le disque. Silber et al. (2000) ont ainsi<br />
montré que l’anneau <strong>de</strong> GG Tau était très polarisé, nécessitant la présence <strong>de</strong> nombreux petits grains à un<br />
âge <strong>de</strong> l’ordre du million d’années. Enfin, dans le domaine millimétrique, la spectroscopie <strong>de</strong> la raie <strong>de</strong> CO a<br />
permis <strong>de</strong> mesurer la rotation (keplerienne) <strong>de</strong>s disques externes <strong>de</strong>s systèmes GM Aur (Dutrey et al. 1998;<br />
voir aussi les résultats “DPP” en section B-7) et UY Aur (Duvert et al. 1998) et <strong>de</strong> la détecter dans LkCa 15<br />
(Duvert et al. 2000).<br />
À plus petite échelle (≈ 1 AU), Malbet et al. (1998) et Millan-Gabet et al. (1999) furent les premiers à<br />
détecter avec l’interférométrie à longue base dans l’infrarouge proche l’émission thermique <strong>de</strong> la poussière<br />
chau<strong>de</strong> du disque. Dans le cas <strong>de</strong> AB Aur, une étoile <strong>de</strong> Herbig, la modélisation <strong>de</strong>s visibilités<br />
interférométriques a clairement mis en défaut l’hypothèse d’un disque circumstellaire standard en révélant<br />
un anneau <strong>de</strong> faible extension située à 0.3 AU <strong>de</strong> l’étoile centrale. Cet anneau est aujourd’hui interprété<br />
comme représentant le bord interne du disque fortement illuminé par l’étoile centrale (Dullemond et al.<br />
2001). En ce qui concerne les objets <strong>de</strong> plus faible masse <strong>de</strong> type FU Ori, un suivi sur 4 ans <strong>de</strong>s visibilités<br />
interférométriques a, là encore, mis en défaut le modèle <strong>de</strong> disque d’accrétion standard (disques α) en<br />
révélant une forte asymétrie structurelle dans la région interne (Figure 7) et une discontinuité du profil <strong>de</strong><br />
84
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
température peut-être due au développement d’un jet ou d’un vent à partir <strong>de</strong>s régions internes du disque<br />
(Berger et al. 2000, Malbet & Berger 2001).<br />
Figure 7: Observations interférométriques <strong>de</strong> FU Ori. Résultats d’une campagne <strong>de</strong> plus <strong>de</strong> 10 semaines sur 4<br />
années. Ces données proviennent <strong>de</strong> <strong>de</strong>ux interféromètres (IOTA pour les courtes lignes <strong>de</strong> base et PTI pour les<br />
longues) et ont été obtenues dans 2 longueurs d’on<strong>de</strong> (H en bleu et K en rouge). Les <strong>de</strong>ux panneaux du haut<br />
montre l’ajustement d’un modèle <strong>de</strong> disque d’accrétion aux données qui permet d’interpréter la morphologie du<br />
système aux petites échelles (à gauche visibilités en fonction <strong>de</strong> la ligne <strong>de</strong> base, à droite visibilité en carte <strong>de</strong><br />
couleur sur laquelle est superposée la localisation <strong>de</strong>s fréquences spatiales mesurées). En bas, ajustement <strong>de</strong>s<br />
visibilités pour les gran<strong>de</strong>s échelles spatiales permettant d’interpréter les oscillations observées dans les<br />
visibilités. Le schéma global <strong>de</strong> la morphologie <strong>de</strong> FU Ori tel qu’il est compris actuellement met donc en jeu un<br />
disque d’accrétion et un source ponctuelle excentrée (Berger et al. 2001).<br />
A plus petite échelle encore ( 0.1 AU), un suivi sur plusieurs pério<strong>de</strong>s <strong>de</strong> rotation (typiquement <strong>de</strong> 8 jours)<br />
<strong>de</strong>s variations spectrales et photométriques <strong>de</strong> l’étoile permet <strong>de</strong> contraindre les processus se déroulant au<br />
bord interne du disque, là où il rencontre et est détruit par la magnétosphère <strong>de</strong> l’étoile. Dans le cadre <strong>de</strong><br />
collaborations internationales que nous menons, quatre campagnes d’observations multi-sites ont permis le<br />
suivi en photométrie, polarimétrie et spectroscopie (basse et haute résolution) simultanées <strong>de</strong> 3 étoiles T<br />
Tauri (AA Tau, BP Tau et DF Tau) sur <strong>de</strong>s pério<strong>de</strong>s allant jusqu’à 2 mois. Une bourse <strong>de</strong> l’OTAN a été<br />
attribuée pour 2 ans (PI: J. Bouvier LAOG) pour l’analyse <strong>de</strong> ces données. La modélisation <strong>de</strong>s courbes <strong>de</strong><br />
lumière et <strong>de</strong>s variations spectrales à l’ai<strong>de</strong> d’un algorithme dédié (Chelli 1999a,b) a révélé <strong>de</strong>s occultations<br />
périodiques <strong>de</strong>s étoiles par le bord interne du disque en rotation synchrone (Bouvier et al. 1999, Chelli et al.<br />
1999). Cela nous a conduit à proposer un modèle dans lequel le bord interne du disque est gauchi lorsqu’il<br />
rencontre la magnétosphère <strong>de</strong> l’étoile dont l’axe est inclinée par rapport à l’axe <strong>de</strong> rotation (Figure 8). Le<br />
gauchissement est responsable <strong>de</strong>s occultations périodiques et pourrait jouer un rôle clef dans le démarrage<br />
<strong>de</strong>s jets au voisinage <strong>de</strong> l’étoile et, bien sûr, dans le processus d’accrétion magnétosphérique du bord interne<br />
du disque sur l’étoile.<br />
85
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Figure 8: Représentation schématique <strong>de</strong> la zone d’interaction magnétique entre le bord interne du disque et<br />
l’étoile centrale, telle que suggérée par les variations spectrales, photométriques et polarimétriques <strong>de</strong> l’étoile<br />
AA Tau, observées sur plusieurs cycles <strong>de</strong> rotation lors <strong>de</strong> campagnes multi-sites. Le bord interne du disque<br />
semble être localement déformé (gauchi) par son interaction avec la magnétosphère <strong>de</strong> l’étoile à une distance <strong>de</strong><br />
quelques rayons stellaire <strong>de</strong> la surface, produisant <strong>de</strong>s éclipses partielles et périodiques du système au cours <strong>de</strong><br />
sa rotation (Bouvier et al. 1999).<br />
5.6.3 L’évolution <strong>de</strong>s disques circumstellaires<br />
Si l’on sait globalement que les disques autour <strong>de</strong>s étoiles jeunes ne survivent guère au-<strong>de</strong>là <strong>de</strong> 10 Myr,<br />
l’échelle <strong>de</strong> temps caractéristique associée à la formation <strong>de</strong> planètes dans le disque reste encore mal définie.<br />
Nous abordons cet aspect principalement en amont <strong>de</strong> la formation <strong>de</strong>s planètes en essayant d’i<strong>de</strong>ntifier les<br />
mécanismes qui mènent à la dissipation <strong>de</strong>s disques et les échelles <strong>de</strong> temps associées. Quelques avancées<br />
qualitatives dans ce domaine ont été réalisées.<br />
L’un <strong>de</strong>s résultats importants est la mise en évi<strong>de</strong>nce d’une dissipation rapi<strong>de</strong> <strong>de</strong>s disques sur toute leur<br />
étendue. Jusqu’ici l’idée prévalait que les régions internes <strong>de</strong>s disques, source <strong>de</strong> l’émission infrarouge,<br />
disparaissent en premier, alors que les régions externes, dominant l’émission millimétrique, survivent plus<br />
longtemps. Duvert et al. (2000) ont utilisé l’interféromètre du plateau <strong>de</strong> Bure pour son<strong>de</strong>r l’émission<br />
thermique <strong>de</strong> la poussière froi<strong>de</strong> <strong>de</strong> l’environnement d’étoiles T Tauri dénuées d’émission infrarouge proche.<br />
Or, aucune étoile n’est détectée dans le domaine millimétrique ce qui suggère que l’ensemble du disque, et<br />
pas seulement les régions internes, est dissipé en un temps très court.<br />
L’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s disques dans les systèmes binaires (cf. Section “Binaires”) apporte également <strong>de</strong>s informations<br />
sur les influences externes pouvant déstabiliser les disques circumstellaires. Les disques circumstellaires que<br />
nous avons découverts dans les systèmes binaires sont systématiquement moins étendus que les disques dans<br />
les systèmes isoles (Stapelfeldt et al. 1998, Monin & Bouvier 2000). Cela suggère que les effets <strong>de</strong> marée<br />
dans les systèmes binaires conduisent rapi<strong>de</strong>ment à la troncature du disque, en particulier dans <strong>de</strong>s systèmes<br />
à forte excentricité et dans le cas où les disques ne sont pas situés dans le plan <strong>de</strong> l’orbite du système. Or,<br />
nous avons pu montrer par l’étu<strong>de</strong> polarimétrique résolue <strong>de</strong> systèmes binaires jeunes avec STERENN au<br />
86
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
Pic du Midi que, dans certains cas au moins, le disque <strong>de</strong> la primaire et celui <strong>de</strong> la secondaire ne sont pas<br />
situés dans le même plan (Monin et al. 1998).<br />
Beaucoup plus tard dans l’évolution, nous étudions également dans le cadre d’une collaboration avec W.<br />
Merline et C. Chapmann (Boul<strong>de</strong>r) l’évolution collisionnelle du système solaire (un très vieux disque!) en<br />
essayant <strong>de</strong> contraindre la fréquence <strong>de</strong>s astéroï<strong>de</strong>s multiples, tous formés par collision. Bien que naissante,<br />
cette approche a déjà conduit à <strong>de</strong>s résultats originaux avec la détection <strong>de</strong> plusieurs astéroï<strong>de</strong>s doubles<br />
découverts avec le système d’optique adaptative du CFHT (Merline et al. 1998, et aussi les circulaires UAI<br />
concernant les satellites <strong>de</strong> (45)Eugenia (IAUC 7129), <strong>de</strong> (90)Antiope et (762)Pulcova (IAUC 7503), <strong>de</strong><br />
(22)Kalliope (IAUC 7703) et <strong>de</strong> (617) Patroclus (IAUC 7741)).<br />
Figure 9: Images déconvoluées <strong>de</strong>s jets <strong>de</strong> RW Aur en [SII], CW Tau en [SII] et DG Tau en [OI] observées au<br />
CFHT. L’émission continue sous-jacente est également présente dans ces images. La résolution angulaire après<br />
déconvolution est <strong>de</strong> 0.1 arcs. L’encart dans l’image <strong>de</strong> DG Tau présente la région <strong>de</strong> la base du jet à plus haut<br />
contraste. La croix noire indique le centroï<strong>de</strong> <strong>de</strong> l’émission continue (Dougados et al. 2000).<br />
5.7 Origine <strong>de</strong> la perte <strong>de</strong> masse dans les étoiles jeunes<br />
L’accrétion <strong>de</strong> matière qui mène à la formation d’une étoile s’accompagne d’un spectaculaire phénomène<br />
d’éjection bipolaire collimatée. L’origine exacte <strong>de</strong> ces jets <strong>de</strong>meure un problème majeur <strong>de</strong> la formation<br />
stellaire. D’une part, ces vents pourraient jouer un rôle important dans l’évacuation du moment angulaire et<br />
dans la détermination <strong>de</strong> la masse centrale <strong>de</strong> l’objet formé. D’autre part, ils suggèrent l’importance du<br />
champ magnétique dans le processus d’accrétion/éjection. Les pistes théoriques se sont en effet orientées<br />
vers les modèles <strong>de</strong> vents magnéto-hydrodynamiques où le champ magnétique du disque et/ou <strong>de</strong> l’étoile est<br />
87
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
l’agent principal <strong>de</strong> l’extraction <strong>de</strong> moment angulaire. Les différentes configurations magnétiques d’éjection<br />
envisagées n’ont pas le même impact sur les conditions physiques <strong>de</strong>s parties internes (< 1 AU) <strong>de</strong>s disques<br />
circumstellaires. Il est donc crucial <strong>de</strong> les départager pour améliorer les modèles <strong>de</strong> formation et <strong>de</strong><br />
migration <strong>de</strong>s planètes extrasolaires, ainsi que notre compréhension du phénomène d’accrétion.<br />
Les étoiles T Tauri classiques entourées d’un disque d’accrétion actif constituent un laboratoire idéal pour<br />
contraindre les modèles d’accrétion/éjection. En effet, elles ont évacué la majeure partie <strong>de</strong> leur enveloppe<br />
circumstellaire originelle, permettant ainsi d’avoir accès aux régions où l’essentiel <strong>de</strong>s processus<br />
d’accélération et <strong>de</strong> collimation <strong>de</strong>s jets se produisent (d ≈ quelques 100 UA). Nous avons démarré en 1996,<br />
en collaboration avec S. Cabrit (DEMIRM), P. Garcia (Univ. Porto) et l'équipe « SHERPAS » du LAOG<br />
(plus particulièrement J. Ferreira et F. Casse) une étu<strong>de</strong> observationnelle <strong>de</strong> la base <strong>de</strong> vents d’étoiles T Tauri<br />
(microjets).<br />
L’objectif <strong>de</strong> ce travail est d’apporter <strong>de</strong>s contraintes sur les modèles <strong>de</strong> collimation et d’éjection à partir<br />
d’observations en spectro-imagerie et imagerie à haute résolution angulaire (0.1 arcsec = 15 AU dans le<br />
Taureau). Nous avons mené 4 campagnes d’observations avec le système d’optique adaptative PUE'O et<br />
l’instrument <strong>de</strong> spectro-imagerie OASIS au TCFH entre Janvier 1998 et Janvier 2000 (Figure 9). Ce travail a<br />
donné lieu à une thèse soutenue le 7 Juin 2000 par Claudia Lavalley-Fouquet, co-encadrée par Catherine<br />
Dougados (LAOG) et Sylvie Cabrit (DEMIRM) et 5 publications (Lavalley et al. 1997, 2000 ; Dougados et<br />
al. 2000,2001 ; Raga et al. 2001). Un étudiant post-doctoral (Luis López-Martin) a par ailleurs débuté en<br />
Janvier 2001 au DEMIRM un travail <strong>de</strong> réduction et analyse <strong>de</strong> données OASIS obtenues sur l’étoile T Tauri<br />
RW Aur. Les résultats principaux obtenus à ce jour sont les suivants: 1) l’échelle <strong>de</strong> collimation est < 50 AU<br />
et les tailles transverses <strong>de</strong>s jets observées à l’échelle <strong>de</strong> 100 AU sont compatibles avec les prédictions <strong>de</strong>s<br />
modèles MHD ; 2) les chocs internes dans le jet sont le mécanisme d’excitation <strong>de</strong>s raies le plus plausible au<strong>de</strong>là<br />
<strong>de</strong> 70 AU et 3) la variabilité temporelle (sur <strong>de</strong>s échelles <strong>de</strong> 10 ans) apparaît comme une caractéristique<br />
fondamentale <strong>de</strong> la perte <strong>de</strong> masse dans les T Tauri.<br />
5.8 Prospective<br />
5.8.1 Naines brunes<br />
Un "key programme" dont nous sommes PI vient d’être accepté au TCFH à partir <strong>de</strong> <strong>2002</strong> et pour 3 ans visant<br />
à la détection à gran<strong>de</strong> échelle <strong>de</strong> naines brunes jeunes avec MEGACAM. Le but <strong>de</strong> ce projet est <strong>de</strong><br />
cartographier 120 <strong>de</strong>grés carrés couvrant une sélection <strong>de</strong> 4 régions <strong>de</strong> formation stellaire et 6 amas jeunes,<br />
d’âge s’échelonnant entre 1 et 600 Myr, afin d’i<strong>de</strong>ntifier <strong>de</strong>s échantillons complets et homogène <strong>de</strong> naines<br />
brunes. Ces observations permettront une détermination fine <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse substellaire et l’étu<strong>de</strong><br />
<strong>de</strong> l’évolution dynamique <strong>de</strong>s objets substellaires qui témoigne <strong>de</strong> leur processus <strong>de</strong> formation.<br />
En outre, les échantillons découverts lors <strong>de</strong> ce programme feront l’objet d’étu<strong>de</strong>s complémentaires afin <strong>de</strong><br />
déterminer les propriétés intrinsèques <strong>de</strong>s naines brunes et <strong>de</strong> leur environnement circumstellaire.<br />
Nécessitant un très large accès aux grands télescopes (8-10m) au sol et aux observatoires spatiaux (HST,<br />
SIRTF, XMM), ces projets seront menés en collaboration avec nos partenaires européen du réseau (notamment<br />
les groupes <strong>de</strong> L. Testi à Arcetri et <strong>de</strong> M. McCaughrean à Potsdam pour le suivi observationnel ; ceux <strong>de</strong> C.<br />
Clarke à Cambridge et A. Witworth à Cardiff pour les aspects théoriques) et <strong>de</strong>s collègues américains.<br />
Ainsi, une co-tutelle <strong>de</strong> thèse a été mise en place avec W. Brandner (ESO) sur le double aspect <strong>de</strong> la binarité<br />
<strong>de</strong>s naines brunes (VLT, HST) et <strong>de</strong> leurs propriétés dans le domaine X (XMM). Notre participation à un<br />
programme du Legacy Survey <strong>de</strong> SIRTF mené par N. Evans (Univ. Texas) nous permettra par ailleurs<br />
d’obtenir et analyser le spectre infrarouge moyen <strong>de</strong>s naines brunes pouvant révéler la présence <strong>de</strong> disques<br />
circum(–sub–)stellaires, un thème également abordé par le biais d’observations millimétriques menées avec<br />
l’interféromètre IRAM du Plateau <strong>de</strong> Bure et <strong>de</strong> mesures polarimétriques avec FORS au VLT. Les<br />
collaborations déjà fructueuses que nous entretenons avec E. Martin (Univ. Hawaii) et J. Stauffer (NASA<br />
Ames) nous donnent accès au KECK avec lequel nous complétons dans l’hémisphère Nord les étu<strong>de</strong>s<br />
spectroscopiques que nous menons avec le VLT sur les échantillons du Sud.<br />
Plus près <strong>de</strong> nous, le groupe <strong>de</strong> G. Chabrier, I. Baraffe et F. Allard <strong>de</strong> l’ENS Lyon nous fournissent leurs<br />
modèles spectro-photométriques <strong>de</strong> naines brunes qui permettent <strong>de</strong> déduire les propriétés fondamentales<br />
(masse, âge) à partir <strong>de</strong>s observables et nous nous rapprochons <strong>de</strong>s groupes <strong>de</strong> P. André du CEA/Saclay<br />
88
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
5.8.2 Binaires<br />
(participant du réseau européen) et <strong>de</strong> celui <strong>de</strong> S. Bontemps à Bor<strong>de</strong>aux pour étendre l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s objets<br />
substellaires aux phases protostellaires enfouies. À échéance <strong>de</strong> quelques années, nous espérons ainsi<br />
construire <strong>de</strong> robustes échantillons <strong>de</strong> naines brunes jeunes dont l’étu<strong>de</strong> détaillée fournira les clés du<br />
processus <strong>de</strong> leur formation, actuellement très débattu, et une compréhension en profon<strong>de</strong>ur <strong>de</strong> leur évolution<br />
physique et dynamique au sein <strong>de</strong>s amas.<br />
5.8.3 Disques<br />
Jusqu’ici largement fondée sur une approche observationelle, l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la formation et <strong>de</strong> l’évolution <strong>de</strong>s<br />
systèmes multiples sera développée dans les années à venir par une approche plus théorique en collaboration<br />
avec P. Kroupa, invité pour un séjour <strong>de</strong> 2 mois au sein <strong>de</strong> notre équipe en <strong>2002</strong>. Les modèles N-corps<br />
d’évolution dynamique d’amas protostellaires que P. Kroupa développe <strong>de</strong>puis quelques années avec le co<strong>de</strong><br />
<strong>de</strong> Cambridge permettent une confrontation directe entre résultats d’observation et prédictions théoriques<br />
concernant le taux <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s protoétoiles et son évolution. Cette confrontation permettra <strong>de</strong> vali<strong>de</strong>r<br />
ou, plus probablement, <strong>de</strong> faire évoluer les scénarios actuels <strong>de</strong> formation stellaire.<br />
Les collaborations mises en place au sein du réseau européen auquel nous participons vont également nous<br />
permettre d’abor<strong>de</strong>r les aspects théoriques <strong>de</strong> l’accrétion dans les systèmes binaires. D’une part, la<br />
modélisation numérique SPH développée par I. Bonnell (Univ. St. Andrews) pour décrire la dynamique du<br />
flot d’accrétion dans les systèmes binaires sera confrontée à <strong>de</strong>s résultats d’observation toujours plus précis.<br />
D’autre part, les modèles semi-analytiques <strong>de</strong> stabilisation dynamique du disque circumstellaire sous l’effet<br />
<strong>de</strong> marée du compagnon, développés par C. Clarke (IoA Cambridge), pourront être réanalysés à la lumière<br />
<strong>de</strong> nos résultats. En quelques années, la confrontation entre <strong>de</strong> nouvelles observations et ces différents types<br />
<strong>de</strong> modèles <strong>de</strong>vrait permettre <strong>de</strong> mieux comprendre l’effet (<strong>de</strong>structeur ou stabilisateur) <strong>de</strong>s compagnons sur<br />
l’évolution <strong>de</strong>s disques circumstellaires, une question importante puisque la gran<strong>de</strong> majorité <strong>de</strong>s étoiles<br />
appartiennent à <strong>de</strong>s systèmes multiples<br />
Enfin, en collaboration avec H. Zinnecker et M. McCaughrean (Potsdam), nous avons proposé un<br />
programme d’observation <strong>de</strong> binaires jeunes à courte pério<strong>de</strong> orbitale (quelques semaines à quelques mois)<br />
sur AMBER/VLTI. D’ici 2 à 3 ans, ce projet fournira une mesure <strong>de</strong> la masse dynamique <strong>de</strong>s composantes <strong>de</strong><br />
plusieurs systèmes jeunes, via la détermination <strong>de</strong> leurs orbites visuelle et spectroscopique. Cette mesure <strong>de</strong><br />
masse d’une précision inégalée (quelques pour-cents) permettra d’étalonner les modèles d’évolution stellaire<br />
pour les objets pré-séquence principale. Cette proposition <strong>de</strong> programme a été soumise au Science Advisory<br />
Committee <strong>de</strong> AMBER/VLTI en préparation <strong>de</strong> l’appel d’offre attendu pour <strong>2002</strong>.<br />
La mise en service prochaine <strong>de</strong> NAOS, l’optique adaptative du VLT, <strong>de</strong>s grands interféromètres infrarouges<br />
(VLTI, OHANA), <strong>de</strong> la 6ème antenne du Plateau <strong>de</strong> Bure et, plus tard, ALMA, HERSCHEL, et le NGST seront <strong>de</strong>s<br />
outils <strong>de</strong> choix pour approfondir et améliorer grâce à une meilleure résolution spatiale et une couverture<br />
multi-longueurs d’on<strong>de</strong> l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la structure et <strong>de</strong>s propriétés physiques <strong>de</strong>s disques autour <strong>de</strong>s étoiles<br />
jeunes. En particulier, NAOS sera disponible dès <strong>2002</strong>, AMBER et MIDI dès 2003 sur le VLTI et notre<br />
implication dans le développement <strong>de</strong> NAOS et AMBER nous assure un retour scientifique important. En<br />
réponse à l’appel d’offre du Groupe Scientifique d’AMBER, nous avons soumis plusieurs programmes<br />
d’observation visant à son<strong>de</strong>r les régions internes <strong>de</strong>s disques d’accrétion d’étoiles T Tauri et la source <strong>de</strong>s<br />
jets collimatés.<br />
Notre participation à l’un <strong>de</strong>s programmes centraux <strong>de</strong> SIRTF (lancement en <strong>2002</strong>) qui offre une résolution<br />
spatiale moindre mais une bien meilleure sensibilité, sera un complément précieux pour la recherche <strong>de</strong><br />
nouveaux disques. D’autres outils actuellement disponibles nous permettent déjà d’étendre l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s<br />
disques aux objets jeunes <strong>de</strong> très faible masse, notamment aux naines brunes, avec d’une part un programme<br />
accepte d’observations millimétriques (PdB IRAM) <strong>de</strong>s premières naines brunes jeunes découvertes dans le<br />
nuage du Taureau et d’autre part la cartographie complète <strong>de</strong> plusieurs nuages moléculaires dans le cadre<br />
d’un programme clé accepté ce semestre au CFHT. En outre, l’observation polarimétrique <strong>de</strong> larges<br />
échantillons d’étoiles jeunes avec FORS/VLT permettra <strong>de</strong> contraindre la fréquence <strong>de</strong>s disques et leur<br />
orientation, un élément important pour comprendre leur formation (e.g. rôle du champ magnétique ambiant<br />
durant l’effondrement gravitationnel).<br />
89
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
5.8.4 Jets<br />
Du point <strong>de</strong> vue <strong>de</strong> l’accrétion magnétosphérique, durant les prochaines années, nous comptons nous<br />
concentrer sur l’analyse <strong>de</strong> la variabilité dans les profils d’émission et une comparaison détaillée avec les<br />
prédictions <strong>de</strong>s modèles d’accrétion magnétosphériques. Dans ce cadre, S. Alencar viendra passer 3 mois au<br />
LAOG à compter <strong>de</strong> Février <strong>2002</strong> pour travailler sur l’analyse <strong>de</strong>s données spectroscopiques <strong>de</strong> AA Tau<br />
(campagne 1999). Une collaboration a par ailleurs été engagée avec James Muzerolle (Steward Observatory,<br />
AZ) qui modélise les profils <strong>de</strong> raies d’émission dans les colonnes d’accrétion magnétosphérique. James<br />
Muzerolle a effectué un séjour d’un mois à l’Observatoire <strong>de</strong> Grenoble en Juin 1999. Ce travail préliminaire<br />
nous a permis <strong>de</strong> reproduire avec succès les caractéristiques spectrales moyennes <strong>de</strong> DF Tau (campagne<br />
1998) avec un modèle standard d’accrétion magnétosphérique. Nous comptons poursuivre cette étu<strong>de</strong> avec<br />
l’analyse <strong>de</strong> la variation temporelle <strong>de</strong> ces profils en considérant un modèle d’accrétion non-axisymétrique.<br />
En parallèle, nous avons soumis 2 <strong>de</strong>man<strong>de</strong>s d’observations sur AMBER pour tenter <strong>de</strong> résoudre<br />
angulairement la région d’accrétion magnétosphérique, à la limite <strong>de</strong>s capacités <strong>de</strong> cet instrument.<br />
Sur un plan plus théorique, les différents modèles <strong>de</strong> disques à notre disposition seront affinés (traitement<br />
cohérent <strong>de</strong> la structure verticale, inclusion <strong>de</strong> nouvelles opacités, etc.) et combinés pour traiter<br />
simultanément et <strong>de</strong> manière cohérente la diffusion multiple <strong>de</strong>s photons stellaires dans le disque (lumière<br />
diffusée et polarisation) et l’émission propre <strong>de</strong> la poussière du disque (émission thermique).<br />
Nous comptons durant les 4 prochaines années poursuivre le travail concernant l’origine <strong>de</strong> la perte <strong>de</strong> masse<br />
dans les étoiles jeunes selon les axes suivants: du coté observationnel par l’exploitation <strong>de</strong>s données OASIS<br />
<strong>de</strong> Décembre 1998 et Janvier <strong>2002</strong>, <strong>de</strong>s données HST (cycle 8) et la préparation aux nouveaux grands<br />
instruments notamment: NAOS/VLT, AMBER/VLTI (2 projets <strong>de</strong> phase A ont été soumis an collaboration avec<br />
P. Garcia et F. Bacciotti) ; du coté <strong>de</strong> la modélisation, par le renforcement <strong>de</strong> <strong>de</strong>ux collaborations déjà<br />
engagées, l’une avec l'équipe « SHERPAS » (LAOG) sur les prédictions observationnelles <strong>de</strong>s modèles <strong>de</strong><br />
vents MHD (stationnaires et auto-similaires) développés par ce groupe, l’autre avec A. Raga (UNAM) sur la<br />
comparaison avec les modèles hydrodynamiques d’éjection variable. Le démarrage d’une thèse combinant<br />
ces différents aspects est envisagée à l’automne <strong>2002</strong> (co-direction C. Dougados & S. Cabrit). Il est à noter<br />
que la combinaison <strong>de</strong> compétences observationnelles et théoriques que notre équipe possè<strong>de</strong> est à l’heure<br />
actuelle unique dans ce domaine.<br />
90
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
6 Objets <strong>de</strong> très faible masse et substellaires<br />
6.1 Composition <strong>de</strong> l’équipe<br />
Permanents:<br />
o Jean-Luc Beuzit (CNRS) <strong>de</strong>puis le 01/10/2001 (au CFHT auparavant)<br />
o Xavier Delfosse (Observatoire) <strong>de</strong>puis le 01/09/2000 (post-doc à l’étranger auparavant)<br />
o Thierry Forveille (Observatoire) jusqu’au 01/01/2000 (en détachement au CFHT <strong>de</strong>puis)<br />
o Christian Perrier (Observatoire)<br />
Thésitifs:<br />
o Damien Ségransan (thésitif) entre le 01/10/1998 et le 30/06/2001<br />
o Lydie Marchal (thésitif) <strong>de</strong>puis le 01/10/2001<br />
Il est à noter que les 3 permanents constituant actuellement l’équipe ne se consacrent qu’à temps partiels à<br />
cette équipe. Jean-Luc Beuzit (50%) est impliqué dans <strong>de</strong> nombreux projets instrumentaux, Xavier Delfosse<br />
(50-%) a <strong>de</strong>s taches <strong>de</strong> services indépendantes liées au JMMC et enseigne, Christian Perrier (10%) se consacre<br />
essentiellement à la direction du laboratoire.<br />
6.2 Faits saillants<br />
Les principaux faits saillants <strong>de</strong> l’équipe entre mi-98 et fin 2001 sont:<br />
o Caractérisation <strong>de</strong> la nouvelle classe spectrale <strong>de</strong> la séquence principale: les naines L<br />
o Constitution d’un échantillon statistique <strong>de</strong> plusieurs centaines <strong>de</strong> naines M très tardives et <strong>de</strong><br />
naines L<br />
o Découverte <strong>de</strong> nouvelles étoiles isolées dans le voisinage solaire (à moins <strong>de</strong> 25pc) dont une étoiles<br />
<strong>de</strong> très faible masse à seulement 4 pc.<br />
o Découverte d’une vingtaine <strong>de</strong> compagnons <strong>de</strong> naines M et établissement <strong>de</strong> la statistique <strong>de</strong><br />
multiplicité <strong>de</strong>s naines M<br />
o Etablissement <strong>de</strong> la relation masse-luminosité <strong>de</strong>s naines M<br />
o Découverte <strong>de</strong> la première planète extra-solaire autour d’une étoile <strong>de</strong> très faible masse<br />
o Découverte <strong>de</strong> 10 planètes extra-solaires autour <strong>de</strong> naines G<br />
Ces faits saillants sont explicités en détail dans le bilan d’activité.<br />
6.3 Bilan<br />
Nos activités <strong>de</strong> ces trois années sont essentiellement axées “Observations et modélisations” mais nos<br />
besoins en instrumentations <strong>de</strong> pointes sont grands et nous développons en fin <strong>de</strong> ce bilan d’activité nos<br />
implications dans ce domaine.<br />
6.3.1 Objectifs globaux<br />
Les étoiles <strong>de</strong> très faible masse représentent 80% <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> la Galaxie. Des résultats récents indiquent<br />
que les naines brunes sont probablement au moins aussi nombreuses (et vraisemblablement davantage). Les<br />
premières planètes extra-solaires ont été détectées en 1995, et près d’une centaine sont aujourd’hui connues.<br />
Etoiles <strong>de</strong> très faible masse, naines brunes et planètes extra-solaires présentent un intérêt dans <strong>de</strong> nombreux<br />
domaines: les mécanismes <strong>de</strong> formation, le problème <strong>de</strong> la matière sombre galactique, mais aussi la physique<br />
<strong>de</strong>s intérieurs stellaires dégénérés et <strong>de</strong>s atmosphères <strong>de</strong>nses et très froi<strong>de</strong>s. L’étu<strong>de</strong> comparée <strong>de</strong>s objets <strong>de</strong><br />
cette séquence permet <strong>de</strong> mieux appréhen<strong>de</strong>r leur physique, en observant l’évolution <strong>de</strong> leurs propriété en<br />
fonction, notamment, <strong>de</strong> leur température.<br />
Etudier les étoiles <strong>de</strong> très faible masse et les objets substellaires à différents sta<strong>de</strong>s évolutifs apporte <strong>de</strong>s<br />
contraintes complémentaires. Les activités du LAOG dans ce domaine couvrent champ étendu, et regroupent<br />
91
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
<strong>de</strong>s recherches sur ces objets dans les zones <strong>de</strong> formation stellaire, dans les amas jeunes, et dans le champ.<br />
Les liens entre ces étu<strong>de</strong>s sont multiples et certains buts communs (l’obtention <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse<br />
notamment), mais nous ne présentons ici que la partie <strong>de</strong> cette étu<strong>de</strong> pour les objets les plus anciens, du<br />
champ.<br />
Les thèmes auxquels nous nous consacrons sont à la fois <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s statistique, dans les buts <strong>de</strong> contraindre<br />
la dynamique galactique et la formation stellaires, et <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong> paramètres stellaires fondamentaux,<br />
dans le but <strong>de</strong> contraindre la physique stellaire et planétaire.<br />
Statistique:<br />
o Etu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> luminosité <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> très faible masse et <strong>de</strong>s naines brunes du disque<br />
galactique.<br />
o Recherche <strong>de</strong>s étoiles et <strong>de</strong>s naines brunes manquantes dans voisinage solaire.<br />
o Etu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> très faible masse et <strong>de</strong>s naines brunes du<br />
voisinage solaire.<br />
o Construction <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> très faible masse et <strong>de</strong>s naines brunes du disque<br />
galactique.<br />
o Recherche et statistique <strong>de</strong>s planètes extra-solaires autour <strong>de</strong>s naines G et M.<br />
Mesure <strong>de</strong> paramètres stellaires fondamentaux:<br />
o Mesures <strong>de</strong> masses <strong>de</strong> naines M et établissement <strong>de</strong>s relations masse-luminosité <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> très<br />
faible masse.<br />
o Etu<strong>de</strong>s spectroscopiques <strong>de</strong>s naines M très tardives et <strong>de</strong>s naines L.<br />
6.3.2 Recherche <strong>de</strong> naines brunes du champ et fonction <strong>de</strong> luminosité avec DENIS<br />
La première étape, pour déterminer la fonction <strong>de</strong> luminosité comme pour caractériser finement les étoiles <strong>de</strong><br />
très faible masse et les naines brunes, est la constitution d’un échantillon. Pour cela nous participons au<br />
relevés grand champ dans l’infrarouge DENIS. Nous avons montré précé<strong>de</strong>mment que ce relevé était très<br />
sensible aux naines brunes du champ en découvrant une nouvelle population stellaire (constituée d’étoiles <strong>de</strong><br />
très faible masse et <strong>de</strong> naines brunes): les naines L (Delfosse et al. 1997; Martín et al. 1997). Depuis 1998 le<br />
“pipeline” <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong>s données <strong>de</strong> DENIS (géographiquement situé à l’Institut d’Astrophysique <strong>de</strong> Paris<br />
(PDAC)) produit les catalogues. Nous avons participé aux tests <strong>de</strong> qualification <strong>de</strong> cette base <strong>de</strong> données et<br />
nous avons mis au point un jeu <strong>de</strong> critères <strong>de</strong> séparation objets/artefacts utilisant notamment la corrélation<br />
entre un modèle <strong>de</strong> PSF et l’objet, ainsi que la cohérence entre les magnitu<strong>de</strong>s mesurées dans différentes<br />
ouvertures.<br />
Ces critères ont été utilisés pour rechercher <strong>de</strong>s candidats étoiles <strong>de</strong> très faible masse et naines brunes du<br />
champ dans plus <strong>de</strong> 5000 <strong>de</strong>grés carrés <strong>de</strong> DENIS. Un échantillon <strong>de</strong> 300 objets plus tardifs que le type<br />
spectral M8 (étoile et naines brunes <strong>de</strong> masse inférieure à 0.09 masses solaires) a ainsi été constitué (figure<br />
1), il est constitué au tiers <strong>de</strong> naines L.<br />
Une fonction <strong>de</strong> luminosité préliminaire a été déduite <strong>de</strong> cet échantillon (Delfosse et Forveille 2001,<br />
comptes-rendus <strong>de</strong> la semaine <strong>de</strong> la SF2A; figure 2). Il reste cependant à finaliser la qualification<br />
spectroscopique <strong>de</strong> cet échantillon avant <strong>de</strong> pouvoir produire la fonction <strong>de</strong> luminosité définitive.<br />
Cet échantillon est également la cible d’un programme <strong>de</strong> recherche <strong>de</strong> compagnons <strong>de</strong> naines M très<br />
tardives et <strong>de</strong> naines L.<br />
6.3.3 Suivi spectroscopique <strong>de</strong>s naines L<br />
Dans le cadre <strong>de</strong> collaboration avec Eduardo Martín (Université <strong>de</strong> Hawaii) et Gibor Basri nous effectuons le<br />
suivi spectroscopique en visible et infrarouge <strong>de</strong>s objets que nous détectons avec DENIS. Nous avons d’ors et<br />
déjà obtenue <strong>de</strong>s spectres pour une cinquantaine <strong>de</strong>s nouveau objets DENIS, ils permettent dans un premier<br />
temps <strong>de</strong> confirmer le statut <strong>de</strong> naine rouge ou brune: il s’avère que l’intégralité <strong>de</strong> notre échantillon,<br />
sélectionné sur <strong>de</strong>s critères photométrique, est bien constitué <strong>de</strong> ces objets <strong>de</strong> très faible masse. Environ un<br />
tiers d’entre eux sont <strong>de</strong>s naines L.<br />
Grace aux spectres obtenues en hautes résolution spectrale Nous mettons en évi<strong>de</strong>nce <strong>de</strong>s indicateurs très<br />
sensibles <strong>de</strong> température et <strong>de</strong> gravité, tels que les raies du Cesium ou du Rubidium, que nous calibrons via<br />
92
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
les modèles d’atmosphère <strong>de</strong> France Allard <strong>de</strong> l’ENS-Lyon (Basri et al. 2000).Nous avons par ailleurs<br />
proposé une séquence <strong>de</strong> classification spectrale <strong>de</strong>s naines L à partir <strong>de</strong> spectres à basse résolution (Martín<br />
et al. 1999).<br />
Figure 1: Diagramme couleur-couleur (Données DENIS)<br />
Figure 2: Fonction <strong>de</strong> luminosité (Données DENIS).<br />
6.3.4 Etoiles du voisinage solaire avec DENIS<br />
Une gran<strong>de</strong> part <strong>de</strong> notre connaissance <strong>de</strong> la physique stellaire repose sur l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s étoiles du voisinage<br />
solaire. Comme objets individuels ce sont les représentant les plus lumineux <strong>de</strong> leur type spectral et donc les<br />
plus évi<strong>de</strong>nt à étudier. En tant que population stellaire, le voisinage solaire est considéré comme représentatif<br />
du disque galactique et est à la base <strong>de</strong> l’essentiel <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s statistiques (cinématique, distribution <strong>de</strong>s<br />
93
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
métallicités, statistique <strong>de</strong> multiplicité, etc...). Mais pour cela encore faut-il que l’échantillon <strong>de</strong>s étoile du<br />
voisinage solaire soit complet. Ce n’est malheureusement pas le cas, même à <strong>de</strong>s distances très proches.<br />
Henry et al. (1997), par exemple, montre que environ 130 systèmes sont manquant dans une sphère <strong>de</strong> 10pc.<br />
Nous entreprenons une recherche systématique <strong>de</strong>s ces systèmes manquants en utilisant les données<br />
photométriques <strong>de</strong> DENIS pour extraire les naines possédant une parallaxe photométrique inférieure à 30pc.<br />
Nous collaborons avec l’Observatoire <strong>de</strong> Paris (J. Guibert, N. Phan-Bao et F. Crifo) pour obtenir leur<br />
mouvement propre via d’anciennes plaques <strong>de</strong> Schmidt scannées par la MAMA. Ceux-ci permettent <strong>de</strong><br />
séparer les naines proches, possédant <strong>de</strong> grands mouvements propres, <strong>de</strong>s étoiles géantes <strong>de</strong> même couleur,<br />
mais beaucoup plus lointaines, et ayant donc <strong>de</strong>s mouvements propres faibles.<br />
Figure 3: Détection <strong>de</strong> mouvements propres (Données SRC, ESO et DENIS)<br />
Les premiers résultats <strong>de</strong> cette étu<strong>de</strong> sont la découverte d’une naine M9 à seulement 4 pc (DENIS-P<br />
J104814.7-395606.1; Delfosse et al. 2001, voir aussi la figure 3) ce qui la place aux alentour <strong>de</strong> notre 20-<br />
30 ième plus proche voisin. Nous avons également mis en évi<strong>de</strong>nce 30 autres nouvelles naines M du voisinage<br />
solaires situées entre 15 et 30 pc (Phan-Bao et al. 2001, A&A sous presse).<br />
6.3.5 Statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s naines M<br />
La statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s étoiles apporte <strong>de</strong>s contraintes fondamentales sur les scénarios <strong>de</strong> formation<br />
stellaire (voir par exemple I.A. Bonnell 2001, dans les comptes rendus <strong>de</strong> l’école <strong>de</strong> Goutelas). Ceux-ci<br />
<strong>de</strong>vant reproduire les proportions relatives <strong>de</strong> systèmes simples, doubles, et multiples, ainsi que la fonction<br />
<strong>de</strong> distribution <strong>de</strong>s éléments orbitaux et leurs corrélations. Cette donnée est également fondamental pour<br />
l’obtention <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> luminosité (et donc pour celle <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> masse) à partir <strong>de</strong>s comptages<br />
grand champ tels que ceux que nous effectuons avec DENIS. Ces comptages ne séparent pas les étoiles<br />
binaires serrées, ce qui introduit un biais dans la fonction <strong>de</strong> luminosité qui dépend à la fois <strong>de</strong> la proportion<br />
<strong>de</strong> systèmes binaires et <strong>de</strong> la distribution du rapport entre les masses <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux composantes.<br />
Alors que la statistique <strong>de</strong> binarité est maintenant bien déterminée pour les naines G (Duquennoy et Mayor,<br />
1991) et K (Halbwachs, Mayor et Udry, 1998), il n’en est pas <strong>de</strong> même pour les naines M. Une information<br />
raisonnablement complète sur la multiplicité n’est disponible que pour le (petit) échantillon <strong>de</strong>s naines M à<br />
moins <strong>de</strong> 5 pc. (Henry and McCarthy, 1990; Leinert et al. 1997). Depuis 1996 nous menons une étu<strong>de</strong><br />
observationnelle <strong>de</strong> recherche systématique <strong>de</strong> compagnons autour <strong>de</strong>s naines M du voisinage solaire en<br />
couplant mesure <strong>de</strong> vitesse radiale à haute précision (avec ELODIE sur le télescope <strong>de</strong> 1.93-m <strong>de</strong> l’OHP)<br />
sensible aux pério<strong>de</strong>s courtes et mesure angulaire avec un système d’optique adaptative (PUE'O sur le CFHT)<br />
sensible aux pério<strong>de</strong>s plus longues. Nous avons ainsi la certitu<strong>de</strong> <strong>de</strong> pouvoir détecter toutes les pério<strong>de</strong>s (voir<br />
Delfosse et al. 1999). Nous avons découvert un nombre substantiel <strong>de</strong> nouveaux systèmes multiples, à moins<br />
<strong>de</strong> 9 pc (Delfosse et al. 1999; Beuzit et al. 2001).<br />
Une analyse par simulation Monte Carlo <strong>de</strong>s biais <strong>de</strong> détection (Marchal 2001, stage <strong>de</strong> DEA) montre qu’ils<br />
sont relativement faibles et donc facilement corrigés. Marchal et al. <strong>2002</strong> (en préparation) montre que le taux<br />
<strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s naines M est autour <strong>de</strong> 30% et est donc considérablement plus faible que pour les naines<br />
G. Nous déterminons pour la première fois les distributions <strong>de</strong>s éléments orbitaux pour les systèmes<br />
multiples dont la primaire est une naines M.<br />
94
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
6.3.6 Relation masse-luminosité<br />
L’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s systèmes binaires est l’unique métho<strong>de</strong> <strong>de</strong> mesure directe <strong>de</strong>s masses <strong>de</strong>s étoiles, et elle est donc<br />
fondamentale pour la construction <strong>de</strong> la relation masse-luminosité. Cette relation est à la fois fondamentale<br />
pour contraindre les modèles <strong>de</strong> physique stellaires (masses et luminosité étant les <strong>de</strong>ux principales<br />
caractéristiques <strong>de</strong>s étoiles), mais également pour construire la fonction <strong>de</strong> masse qui est obtenue en<br />
combinant fonction <strong>de</strong> luminosité (corrigée <strong>de</strong>s biais <strong>de</strong> binarité) et relation masse-luminosité.<br />
Figure 4: Relation masse-luminosité en V (Sur la base <strong>de</strong> données obtenues à l’OHP, l’ESO et au CFHT).<br />
Figure 5: Relation masse-luminosité en K<br />
Dans la gamme <strong>de</strong>s masses inférieures à 0.5 M o cette relation (cf. Henry et McCarthy, 1993; Henry et al.<br />
1999) n’était récemment déterminée que par une quinzaine <strong>de</strong> mesures peu précises. En couplant un suivi en<br />
imagerie infrarouge à haute résolution (optique adaptative) avec <strong>de</strong>s mesures ELODIE <strong>de</strong> naines M nous<br />
avons déterminer une quinzaine <strong>de</strong> masses avec une gran<strong>de</strong> précision (<strong>de</strong> 0.5% à 5%) (Forveille et al. 1999;<br />
95
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Delfosse et al. 1999; Ségransan et al. 2000) et nous avons pu établir la relation masse-luminosité <strong>de</strong>s étoiles<br />
<strong>de</strong> très faible masse avec une précision encore jamais atteinte (Delfosse et al. 2000).<br />
Les contraintes ainsi apportées sont précieuses pour les modèles théoriques: l’accord avec les modèles du<br />
groupe théorique <strong>de</strong> l’ENS Lyon (Allard, Baraffe et Chabrier) est excellent en infrarouge, mais <strong>de</strong>s<br />
désaccords <strong>de</strong> ∼0.5 mag apparaissent en visible. Cela vali<strong>de</strong> <strong>de</strong> manière générale les modèles <strong>de</strong> ce groupe,<br />
mais montre que <strong>de</strong>s améliorations locales doivent être apportées pour mieux décrire le flux visible. Nous<br />
montrons également qu’une dispersion importante existe dans cette relation pour la ban<strong>de</strong> visible. Celle ci est<br />
due à la métallicité, et pour aller plus loin il est maintenant nécessaire <strong>de</strong> construire une relation massemétallicité-luminosité.<br />
6.3.7 Planètes extra-solaires<br />
La majorité <strong>de</strong>s programmes <strong>de</strong> recherche <strong>de</strong> planètes extrasolaires ont pour cibles <strong>de</strong>s objets en orbites<br />
autour <strong>de</strong> naines G-K, pour la simple raison que ces étoiles sont plus brillantes que les naines M et qu’il est<br />
donc plus aisé (et moins coûteux en temps d’observation) d’en obtenir <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong> vitesse radiale à très<br />
haute précision. Cependant nous avons récemment découvert la première planète en orbite autour d’une<br />
naine M (Gl 876; Delfosse et al. 1998), qui <strong>de</strong>meure à cette date la seule détectée. Elle indique clairement<br />
que <strong>de</strong>s planètes se forment aussi autour <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> très faible masse. Les naines M représentant la<br />
population majoritaire <strong>de</strong> la galaxie, il est probable que la majorité <strong>de</strong>s planètes <strong>de</strong> la Galaxie soient en orbite<br />
autour <strong>de</strong> tels objets.<br />
Figure 6: Mouvement réflexe dû à la planète jupitérienne <strong>de</strong> Gl 876 (Données obtenues avec ELODIE à l’OHP et<br />
avec CORALIE).<br />
Les mesures <strong>de</strong> vitesses radiales que nous effectuons avec ELODIE <strong>de</strong>puis 1996, sur les naines M du<br />
voisinage solaire, ont une précision suffisante sur un sous-échantillon d’environ 50 objets pour détecter <strong>de</strong>s<br />
planètes extra-solaires. En plus <strong>de</strong> Gl 876, une fraction significative <strong>de</strong> l’échantillon montre une dispersion<br />
<strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong> vitesse radiales <strong>de</strong> l’ordre <strong>de</strong> 50 à 100 m/s, très nettement supérieure à nos erreurs <strong>de</strong> mesure.<br />
Cette dispersion peut s’expliquer soit par la présence d’une planète géante <strong>de</strong> pério<strong>de</strong> courte, soit par une<br />
variabilité intrinsèque due à l’activité magnétique <strong>de</strong> l’étoile. Nous multiplions nos mesures sur ces objets<br />
pour rechercher <strong>de</strong>s périodicités.<br />
Deux d’entre nous (C. P. et J.L. B.) sont également impliqués dans les programmes <strong>de</strong> recherche <strong>de</strong> planètes<br />
extra-solaires autour <strong>de</strong>s naines G menés à l’Observatoire <strong>de</strong> Haute Provence. Le LAOG est associé à la<br />
découverte <strong>de</strong> 10 <strong>de</strong> ces planètes (Naef et al. 2001; Mazeh et al. 2000), à la première détection<br />
photométrique d'un transit d'une planète <strong>de</strong>vant son étoile (Mazeh et al. 2000) et à sa première détection<br />
spectroscopique (Queloz et al. 2000).<br />
96
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
6.3.8 Instrumentations<br />
Ce thème <strong>de</strong> recherche pousse à leurs limites les performances <strong>de</strong>s instruments les plus mo<strong>de</strong>rnes,<br />
notamment dans les domaines <strong>de</strong> la haute résolution angulaire et <strong>de</strong>s observations grand champ. Nous<br />
sommes donc fortement liés aux activités instrumentales du laboratoire, que cela soit pour utiliser ces<br />
instruments, mais aussi pour les développer. Nous pouvons notamment noter la gran<strong>de</strong> implication <strong>de</strong> Jean<br />
Luc Beuzit dans NAOS et WIRCAM, celles <strong>de</strong> Thierry Forveille et Christian Perrier dans NAOS et AMBER et<br />
celle <strong>de</strong> Xavier Delfosse dans le JMMC.<br />
6.4 Prospective<br />
Notre prospective à 4 ans est centrée sur quelques buts qui sont: (1) obtenir <strong>de</strong>s sondages plus profonds <strong>de</strong>s<br />
naines brunes permettant à la fois <strong>de</strong> détecter <strong>de</strong>s naines brunes plus froi<strong>de</strong>s et <strong>de</strong> son<strong>de</strong>r <strong>de</strong>s populations<br />
galactiques autres que celle du disque; (2) étendre nos analyses <strong>de</strong> l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la relation masse-luminosité à<br />
la métallicité; (3) prolonger la relation masse-luminosité aux naines brunes; (4) améliorer la statistique <strong>de</strong><br />
multiplicité <strong>de</strong>s naines M et établir celle <strong>de</strong>s naines L; (5) étendre nos recherches <strong>de</strong> systèmes planétaires.<br />
Les points (1) à (4) nous permettront à terme <strong>de</strong> déterminer la fonction <strong>de</strong> masse jusqu’aux naines brunes<br />
dans le disque galactique.<br />
6.4.1 Naines brunes du champ avec DENIS<br />
Environ la moitié <strong>de</strong> la surface du relevé DENIS a été aujourd’hui utilisé pour rechercher les naines M très<br />
tardives et naines L du champ. Nous prévoyons <strong>de</strong> rapi<strong>de</strong>ment exploiter tous le relevé et <strong>de</strong> constituer un<br />
échantillon complet <strong>de</strong> ces objets dans l’hémisphère Sud et plus brillant que I=18.Nous le vali<strong>de</strong>rons avec un<br />
suivi spectroscopique mené en collaboration avec Eduardo Martín (Université <strong>de</strong> Hawaii). Cet échantillon<br />
sera à la base <strong>de</strong> nombreuses étu<strong>de</strong>s statistiques. Une fois validé il permettra notamment la détermination<br />
définitive <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> luminosité <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> très faible masse et naines brunes les plus chau<strong>de</strong>s<br />
(jusqu’à T eff ~1600 K) du disque galactique. Il sera également un échantillon privilégié pour <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s <strong>de</strong><br />
binarité (voir plus bas).<br />
6.4.2 Naines brunes du champ avec les relevés très profond<br />
Les relevés actuels (DENIS, 2MASS, SLOAN) feront un excellent inventaire du proche voisinage solaire<br />
jusqu’à <strong>de</strong>s distances d’environ 50 pc pour les naines L et 10 pc pour les naines à méthane plus chau<strong>de</strong>s que<br />
1000 K. L’échantillon <strong>de</strong>vrait alors être constitué <strong>de</strong> quelques centaines <strong>de</strong> naines L et <strong>de</strong> quelques dizaines<br />
<strong>de</strong> naines à méthane “chau<strong>de</strong>s”.Leur distance limite <strong>de</strong> détection pour <strong>de</strong>s objets un peu plus froids <strong>de</strong>vient<br />
par contre rapi<strong>de</strong>ment négligeable, et ils n’en découvriront vraisemblablement aucun. Ces relevés ne<br />
permettront donc pas <strong>de</strong> détecter (et donc <strong>de</strong> caractériser physiquement) <strong>de</strong>s naines brunes plus froi<strong>de</strong>s que<br />
∼800K, ni <strong>de</strong> mesurer la fonction <strong>de</strong> luminosité <strong>de</strong>s naines à méthane. Ils ne donneront pas non plus accès à<br />
la distribution spatiale <strong>de</strong>s naines brunes dans notre Galaxie. Des relevés plus profonds seront nécessaire<br />
pour cela.<br />
Nous nous impliquons dans ces relevés ultra-profond (du type <strong>de</strong> MAGAPRIME) qui permettront <strong>de</strong> remplir<br />
les objectifs suivant:<br />
• Détections et caractérisations <strong>de</strong> naines brunes très froi<strong>de</strong>s (T eff < 800 K)<br />
• Statistique <strong>de</strong>s naines brunes à méthane<br />
• Distribution <strong>de</strong>s naines brunes dans les déférentes composantes <strong>de</strong> la Galaxie (disque mince, disque<br />
épais, sphéroï<strong>de</strong>)<br />
6.4.3 Systèmes multiples <strong>de</strong> très faible masse: étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la relation masse luminosité<br />
Comme discuté dans le bilan d’activité, il est maintenant nécessaire d’étudier la relation dans le visible non<br />
plus comme une simple relation masse-luminosité mais comme une relation masse-métallicité-luminosité.<br />
Cela nécessite un plus grand nombre <strong>de</strong> mesures <strong>de</strong> masses pour qu’elles soient échantillonnées non<br />
seulement en luminosité mais également en métallicité. Nous allons étendre nos recherche <strong>de</strong> systèmes<br />
97
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
binaires à l’hémisphère sud en couplant <strong>de</strong>s observations vitesse radiale (en utilisant FEROS sur le télescope<br />
<strong>de</strong> 1.5m ESO) et optique adaptative (avec NAOS sur le VLT). Nous allons également entreprendre <strong>de</strong>s<br />
mesures angulaires <strong>de</strong> binaires <strong>de</strong> très courte pério<strong>de</strong> avec le spectro-imageur AMBER sur le VLTI. Cela nous<br />
permettra d’augmenter le nombre <strong>de</strong> système multiples qui pourront nous fournir à terme <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong><br />
masse.<br />
Il est également nécessaire <strong>de</strong> mesurer les métallicité <strong>de</strong>s étoiles pour lesquels <strong>de</strong>s masses précises ont déjà<br />
été obtenues. Cela sera fait en couplant <strong>de</strong>s spectres obtenus avec le HST ou avec GRIF (sur le CFHT) et une<br />
analyse fine <strong>de</strong>s spectres menée en collaboration avec France Allard <strong>de</strong> l’ENS Lyon.<br />
6.4.4 Systèmes multiples <strong>de</strong> très faible masse: statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s naines M<br />
Nous venons d’obtenir pour la première fois la statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s naines M (Marchal 2001, stage<br />
<strong>de</strong> DEA; Marchal et al. <strong>2002</strong>, en préparation pour A&A). Cependant les distributions <strong>de</strong>s éléments orbitaux<br />
sont encore très largement incertains et ne permettent pas <strong>de</strong> contraindre avec toute la précision souhaitée les<br />
modèles <strong>de</strong> formation stellaire. Il est nécessaire d’augmenter notre statistique. L’observation, citée dans la<br />
partie précé<strong>de</strong>nte, d’un échantillon <strong>de</strong> naines M plus important (tout les objets à moins <strong>de</strong> 12 pc)<br />
conjointement avec FEROS et NAOS nous permettra d’obtenir cette amélioration <strong>de</strong> la statistique.<br />
6.4.5 Systèmes multiples <strong>de</strong> très faible masse: statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s naines L<br />
La suite logique <strong>de</strong> cette étu<strong>de</strong> sur la binarité <strong>de</strong>s naines M est l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s systèmes multiples dont la<br />
primaire est une naine L. Les buts sont triples: (1) détections <strong>de</strong> compagnons très faibles (naines brunes<br />
froi<strong>de</strong>s et planètes), (2) statistique <strong>de</strong> binarité <strong>de</strong>s naines brunes, (3) mesure <strong>de</strong> masse dynamique <strong>de</strong> naines<br />
brunes, et relation masse-âge-luminosité <strong>de</strong>s objets substellaires.<br />
L’échantillon <strong>de</strong> naines L que nous construisons avec DENIS est un échantillon privilégié pour cette étu<strong>de</strong>,<br />
car complet jusqu’à la magnitu<strong>de</strong> I=18. Nous entreprendrons ce travail via <strong>de</strong> l’imagerie infra-rouge<br />
classique permettant <strong>de</strong> détecter les systèmes multiples <strong>de</strong> large séparation et via l’utilisation du système<br />
d’optique adaptative NAOS du VLT (équipé d’un senseur <strong>de</strong> front d’on<strong>de</strong> infrarouge indispensable pour<br />
asservir sur ces objets extrêmement rouge) pour étudier les systèmes doubles <strong>de</strong> plus courte pério<strong>de</strong>s. Nous<br />
pensons également mettre en place un programme <strong>de</strong> mesures <strong>de</strong> binaires L en interférométrie avec AMBER<br />
sur le VLTI et/ou avec OHANA à Hawaii <strong>de</strong> manière à avoir <strong>de</strong>s éléments statistiques sur l’occurrence <strong>de</strong>s<br />
systèmes <strong>de</strong> très courtes pério<strong>de</strong>s.<br />
6.4.6 Systèmes planétaires autour <strong>de</strong>s naines M<br />
Comme précisé dans le bilan d’activité, <strong>de</strong>s planètes existent autour <strong>de</strong> naines M (Delfosse et al. 1998). Ces<br />
étoiles étant majoritaires dans la Galaxie, il est fondamental <strong>de</strong> s’intéresser à leurs systèmes planétaires.<br />
Le spectrographe FEROS (sur le télescope <strong>de</strong> 1.5m <strong>de</strong> l’ESO) est un instrument très bien adapté aux mesures<br />
<strong>de</strong> vitesses radiales <strong>de</strong>s naines M, notamment grâce à sa couverture spectrale étendue dans le rouge jusqu’à<br />
pratiquement 1µm. Nous entreprenons un programme <strong>de</strong> mesures <strong>de</strong> vitesse radiale <strong>de</strong> plus <strong>de</strong> 200 naines M<br />
avec cet instrument, la recherche <strong>de</strong> planètes extra-solaires en est un <strong>de</strong>s objectifs premiers.<br />
6.4.7 Systèmes planétaires autour <strong>de</strong>s naines G<br />
Le collaboration avec l’Observatoire <strong>de</strong> Genève sur la recherche <strong>de</strong> planète extra-solaire autour <strong>de</strong>s naines G<br />
via <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong> vitesses radiales avec ELODIE <strong>de</strong>vrait se prolonger. Plus ambitieusement, nous prévoyons<br />
<strong>de</strong> mettre sur place un programme utilisant le spectro-imageur AMBER sur le VLTI <strong>de</strong>stiné à détecter<br />
directement le signal <strong>de</strong> planètes <strong>de</strong> type Jupiter chaud autour <strong>de</strong> naines G. Nous avons démontré que cet<br />
objectif est très délicat à obtenir (Ségransan 2001, Thèse; Ségransan et al . <strong>2002</strong>, en préparation) mais est<br />
possible. Une méthodologie spécifique <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong>s données interférométriques a été défini pour cet<br />
objectif ambitieux et sera mis en application dans les années à venir.<br />
98
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
6.4.8 Données stellaires fondamentales<br />
En plus <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong> masses, <strong>de</strong> luminosité et <strong>de</strong> métallicité <strong>de</strong> naines M et naines L déjà explicités, nous<br />
allons entreprendre un programme <strong>de</strong> mesures <strong>de</strong> rayons stellaires <strong>de</strong> naines M et <strong>de</strong> naines L en utilisant les<br />
interféromètres VLTI et OHANA. Seulement 4 rayons d’étoiles <strong>de</strong> masse inférieure à 0.6 M o sont aujourd’hui<br />
connus (les composantes <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux binaires à éclipses CM Dra et YY Gem), limitant fortement les<br />
comparaisons entre les modèles stellaires et les mesures.<br />
99
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
7 Disques protoplanétaires<br />
Composition <strong>de</strong> la thématique: Anne Dutrey, Vincent Pietu (étudiant).<br />
A. Dutrey est arrivée au laboratoire courant 2001, en fin <strong>de</strong> détachement à l’IRAM.<br />
Dans un disque protoplanétaire, contrairement aux disques planétaires, le gaz (essentiellement H 2 ) et la<br />
poussière sont d’origine primaire, c’est-à-dire qu’ils sont <strong>de</strong>s résidus du nuage moléculaire qui a formé<br />
l’étoile centrale qui est déjà visible et âgée <strong>de</strong> quelques millions d’années. Le matériel a cependant un peu<br />
évolué en terme d’abondances pour le gaz (Dutrey et al. 1997) ou <strong>de</strong> propriétés physiques (poussières) par<br />
rapport à un nuage moléculaire.<br />
Chauffés par l’étoile centrale, les disques protoplanétaires rencontrés autour <strong>de</strong>s étoiles Pré-Séquence-<br />
Principale (PMS) <strong>de</strong> faibles masses (étoile T Tauri entre 0.5 et 2.0 mais aussi Herbig Ae jusqu’à 2.5-3 ) sont<br />
<strong>de</strong>s disques froids qui rayonnent pour l’essentiel dans le domaine millimétrique et submillimétrique (<strong>de</strong><br />
l’ordre <strong>de</strong> 30 K à r=100 UA, pour une T Tauri, valeur mesurée à partir <strong>de</strong>s observations interferométriques<br />
résolues <strong>de</strong> la raie <strong>de</strong> CO J=2-1, voir par exemple l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s propriétés physiques du disque <strong>de</strong> GM Auriga<br />
(CTT), par Dutrey et al. 1998). Seule la région très centrale (10-20 UA), en partie chauffée par accrétion<br />
visqueuse, est chau<strong>de</strong>. Cette région du disque sera le domaine <strong>de</strong> prédilection du VLTI (MIDI et AMBER (voir<br />
aussi “EJDJ” en section D-5). Ce <strong>de</strong>rnier point est encore illustré par la figure 1 qui est une vue d’ensemble<br />
d’un disque protoplanétaire associé à une T Tauri <strong>de</strong> l’ordre du million d’années: elle montre quelles sont les<br />
différentes régions sondées en fonction <strong>de</strong>s différentes métho<strong>de</strong>s d’observation et <strong>de</strong>s longueurs d’on<strong>de</strong>s,<br />
illustrant la nécessité <strong>de</strong>s différentes approches si on veut comprendre les processus physiques menant à la<br />
formation planétaire.<br />
Avec <strong>de</strong>s rayons externes <strong>de</strong> l’ordre <strong>de</strong> R ext ∼200-1000 UA, il est bon <strong>de</strong> rappeler que nombre <strong>de</strong> ces disques<br />
sont grands et que, 80 % <strong>de</strong> la masse environ se trouvant à l’extérieur <strong>de</strong>s 50 UA centrales, c’est le domaine<br />
millimétrique qui trace le réservoir <strong>de</strong> masse <strong>de</strong> ces disques, susceptibles <strong>de</strong> former <strong>de</strong>s systèmes planétaires.<br />
Ainsi, l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s disques protoplanétaires apparaît à l’interface <strong>de</strong> la formation stellaire proprement dite<br />
(voir “EJDJ”) et <strong>de</strong> la phase ultérieure correspondant aux disques <strong>de</strong> débris (voir “DP2G” en section 8)<br />
alors que l’étoile est très proche <strong>de</strong> la Séquence Principale.<br />
7.1 Bilan<br />
Compte-tenu <strong>de</strong> l’arrivée récente <strong>de</strong> A. Dutrey au laboratoire, ce bilan sur les années 1998 à 2001 prend en<br />
compte son séjour à l’IRAM.<br />
Aujourd’hui, l’interférométrie millimétrique permet les premières analyses quantitatives et caractérisations<br />
<strong>de</strong>s propriétés physiques et chimiques <strong>de</strong> la région externe (r > 50 UA) <strong>de</strong>s disques protoplanétaires.<br />
Une part significative <strong>de</strong>s travaux présentés ici ont été obtenus tandis que Anne Dutrey était encore détachée<br />
à l’IRAM Grenoble (réintégration du LAOG en janvier 2001) et travaillait alors en partie avec Gilles Duvert<br />
et François Ménard (cf. “ EJDJ”). Ils sont cependant présentés ici pour <strong>de</strong>s raisons <strong>de</strong> cohérence globale <strong>de</strong>s<br />
travaux <strong>de</strong>s chercheurs concernés.<br />
Ses collaborateurs principaux sont Stéphane Guilloteau (IRAM), Frédéric Gueth (IRAM), Michael Simon<br />
(SUNY, USA), Emmanuel Dartois (IAS) et plus récemment Hervé Beust et Claudine Kahane (LAOG).<br />
Ces résultats ont été présentés par A. Dutrey lors <strong>de</strong> diverses revues ou conférences invitées dans <strong>de</strong>s<br />
symposiums IAU (1999: IAU 197; 2000: IAU 200) et/ou colloques internationaux (parmi lesquels:<br />
Washington 1999 “Science with ALMA”, Tenerife 2000 “ Disks, Planetesimals, and Planets”).<br />
• 1997/1998: Imagerie (millimétrique, NIR: Duvert et al. 1998 et Close et al. 1998) du second disque<br />
circumbinaire keplerien autour <strong>de</strong> la binaire UY Auriga. Ce disque dont l’existence était fortement<br />
soupçonnée dès 1994 n’a pu être mis en évi<strong>de</strong>nce qu’avec l’arrivée <strong>de</strong>s récepteurs bi-fréquences à Bure<br />
(sensibilité et résolution accrues). Dans le même temps, en collaboration avec le groupe <strong>de</strong> F. Roddier<br />
(Université <strong>de</strong> Hawaii, USA), l’anneau a été imagé en lumière diffusée en proche infrarouge (infrarouge)<br />
avec le CFHT muni du système d’optique adaptative <strong>de</strong> l’université <strong>de</strong> Hawaii.<br />
100
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
Figure 1: Représentation schématique d’un disque protoplanétaire entourant une étoile <strong>de</strong> type T Tauri située à<br />
la distance <strong>de</strong> 150 pc. Par comparaison avec notre système solaire, la place approximative <strong>de</strong>s premiers objets<br />
<strong>de</strong> la ceinture <strong>de</strong> Kuiper est mentionnée. Ce diagramme montre quelles sont les régions sondées par les grands<br />
télescopes actuels et à venir, mettant clairement en lumière la complémentarité <strong>de</strong>s observations et analyses en<br />
optique et millimétrique.<br />
Figure 3: Cette image schématique d’un disque <strong>de</strong> T Tauri situé à 150 pc montre quelles sont les informations<br />
qu’un interféromètre millimétrique permet d’obtenir aujourd’hui (cf. Dutrey et al. 1999, symposium IAU 197).<br />
101
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Figure 2: Carte canal à canal <strong>de</strong> l’émission 12 CO J=2-1 <strong>de</strong> disques protoplanétaires entourant <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong><br />
Type T Tauri et Herbig Ae (MWC480), à partir d’observations IRAM (Simon, Dutrey et Guilloteau 2000).Les<br />
canaux font apparaître <strong>de</strong>s mouvements d’ensemble caractéristiques <strong>de</strong> la rotation keplerienne.<br />
• 1998: Mise au point d’une métho<strong>de</strong> <strong>de</strong> comparaison entre cartes <strong>de</strong> CO J=1-0 ou J=2-1 observées et<br />
modèles par minimisation (χ 2 ). Application au cas <strong>de</strong> la T Tauri DM Tau (Guilloteau & Dutrey 1998).<br />
Cette métho<strong>de</strong> permet la mesure directe <strong>de</strong> la masse stellaire avec une précision <strong>de</strong> 10 % (sans prendre en<br />
compte l’incertitu<strong>de</strong> sur la distance), voir encore Simon et al. 2000.<br />
• 1998: Analyse <strong>de</strong>s propriétés du disque keplerien entourant GM Aur à partir d’observations CO J=2-1<br />
provenant <strong>de</strong> Bure (Dutrey et al. 1998).<br />
• 1999: Analyse 13CO J=2-1 et continuum à 1.3mm <strong>de</strong>s propriétés physiques du disque circumbinaire<br />
entourant la binaire T Tauri GG Tau. Confirmation avec une meilleure résolution spatiale du modèle <strong>de</strong><br />
1994 (Dutrey et al. 1994). Les images résolues <strong>de</strong> l’anneau font apparaître que 80 % <strong>de</strong> la masse est<br />
contenue dans un anneau <strong>de</strong> 80 UA <strong>de</strong> large. L’épaisseur <strong>de</strong> l’anneau explique le décentrement apparent<br />
<strong>de</strong> l’étoile par rapport à la lumière diffusée (Guilloteau et al. 1999). La présence <strong>de</strong> cet anneau fin peut<br />
s’expliquer par l’existence <strong>de</strong> la secon<strong>de</strong> binaire qui confine le disque autour <strong>de</strong> la binaire principale. Le<br />
système <strong>de</strong> GG Tau est donc vraisemblablement un vrai système quadruple. Ce résultat récent (2001) est<br />
le fruit d’une collaboration avec H. Beust qui a utilisé son co<strong>de</strong> N-corps pour simuler le système<br />
quadruple + l’anneau circumbinaire. Un papier est en cours (Beust et al. <strong>2002</strong>). Les images 12 CO J=2-1<br />
<strong>de</strong> l’interféromètre <strong>de</strong> l’IRAM ont <strong>de</strong> plus permis <strong>de</strong> détecter une composante gazeuse à l’intérieur <strong>de</strong><br />
l’anneau circumbinaire <strong>de</strong> GG Tau (résultat préliminaire présenté en 2000 au symposium IAU 200). La<br />
102
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
présence <strong>de</strong> gaz dans la zone instable par effet <strong>de</strong> marée permet d’estimer le taux <strong>de</strong> transfert <strong>de</strong> masse<br />
<strong>de</strong> l’anneau circumbinaire aux disques internes (Dutrey et al. <strong>2002</strong> en préparation).<br />
• 2000: Recherche <strong>de</strong> disques externes autour <strong>de</strong> WTTs (à r > 50 UA), l’idée est <strong>de</strong> vérifier que le<br />
réservoir <strong>de</strong> matière (donné par les observations millimétriques) autour <strong>de</strong>s WTTs disparaît bien en<br />
même temps que l’excès infrarouge et les traceurs optiques <strong>de</strong> l’accrétion. Pas <strong>de</strong> détection, sauf pour<br />
LkCa15, mal classée dans les WTTs, autour duquel nous détectons un disque <strong>de</strong> CO et <strong>de</strong> poussières<br />
similaire à ceux rencontrés autour <strong>de</strong> CTTs. Ceci conforte bien l’idée <strong>de</strong> la disparition “simultanée” du<br />
disque interne (infrarouge, optique) et externe (millimétrique) (Duvert et al. 2000).<br />
• 2000: Mesures <strong>de</strong>s masses stellaires à partir <strong>de</strong> la détermination <strong>de</strong> la masse dynamique <strong>de</strong> CO sur un<br />
échantillon d’environ 10 T Tauri. Comparaison aux tracés <strong>de</strong>s modèles d’évolution stellaire PMS (Simon<br />
et al. 2000). La figure 2 présente les cartes 12 CO J=2-1 <strong>de</strong> quelques uns <strong>de</strong>s disques observés.<br />
• 2000-2001: Première analyse du gradient vertical <strong>de</strong> température dans le disque externe <strong>de</strong> DM Tau.<br />
Extension <strong>de</strong> la métho<strong>de</strong> présentée dans Guilloteau et Dutrey 1998 à une analyse multi-isotopes, multitransitions<br />
<strong>de</strong> CO ( 12 CO, 13 CO et O 18 C). L’idée est d’utiliser les transitions associées aux isotopes rares<br />
<strong>de</strong> CO pour son<strong>de</strong>r non pas la surface du disque (comme le permet la transition <strong>de</strong> 2 CO J=2-1 ou J=1-0)<br />
mais les régions plus internes dont le plan du disque et remonter ainsi au gradient <strong>de</strong> température<br />
vertical. Cette métho<strong>de</strong>, mise au point sur DM Tau, montre l’existence d’un plateau <strong>de</strong> température au<br />
niveau du plan du disque (<strong>de</strong> l’ordre <strong>de</strong> 10–15 K) alors que la surface CO est plus chau<strong>de</strong> (30 K environ<br />
à 2-3 échelles <strong>de</strong> hauteur). A noter que la valeur <strong>de</strong> la température et son gradient conditionne toute la<br />
chimie du disque et l’existence <strong>de</strong>s différentes espèces rencontrées en phase gazeuse. Outre la<br />
confirmation <strong>de</strong>s prédictions théoriques, ce travail est donc aussi un travail préparatoire à la<br />
compréhension <strong>de</strong> la chimie <strong>de</strong>s disques (Dartois et al. <strong>2002</strong>, soumis).<br />
2001: Analyse <strong>de</strong>s propriétés du disque <strong>de</strong> BP Tau. Ce disque, bien que associé à une CTT typique, est en<br />
train <strong>de</strong> dissiper son gaz et sa poussière primaires. Contrairement à tous les disques protoplanétaires où<br />
l’émission 12 CO J=2-1 apparaît très optiquement épaisse, la transition J=2-1 <strong>de</strong> l’isotope principal <strong>de</strong> CO<br />
(observée avec l’interféromètre <strong>de</strong> Bure) est ici optiquement mince (Dutrey et al. <strong>2002</strong>, soumis). Ce disque,<br />
unique aujourd’hui, appartient à une classe d’objets difficiles à observer pour <strong>de</strong>s raisons <strong>de</strong> sensibilité. De<br />
tels objets seront facilement observables avec ALMA qui permettra <strong>de</strong> comprendre comment on passe <strong>de</strong>s<br />
disques protoplanétaires, formés <strong>de</strong> gaz et <strong>de</strong> poussières résidus du nuage moléculaire qui a formé l’étoile<br />
centrale aux disques planétaires tels que celui <strong>de</strong> Beta Pic. Cette phase apparaît comme l’une <strong>de</strong>s clefs pour<br />
comprendre la formation <strong>de</strong>s systèmes planétaires.<br />
7.2 Prospective<br />
Concernant le domaine millimétrique, les buts sont <strong>de</strong> caractériser les propriétés physico-chimiques <strong>de</strong>s<br />
disques externes (à r ≈ 50 UA). Pour <strong>de</strong>s raisons <strong>de</strong> sensibilité, les données millimétriques actuelles ne sont<br />
pas sensibles aux 50-100 UA centrales: l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> ces régions sera le domaine <strong>de</strong> ALMA. La limitation en<br />
sensibilité <strong>de</strong>s interféromètre actuels et le type d’information qu’ils permettent d’obtenir sont illustrés par la<br />
figure 3.<br />
7.2.1 Préparer la venue <strong>de</strong> ALMA<br />
ALMA, premier interféromètre imageur, permettra <strong>de</strong> cartographier les disques protoplanétaires dans la<br />
région interne où se forment les planètes. Par exemple, avec une résolution <strong>de</strong> l’ordre <strong>de</strong> 4 UA à 230 GHz, il<br />
permettra <strong>de</strong> mettre en évi<strong>de</strong>nce les sillons crées dans les disques par <strong>de</strong>s “proto-planètes” orbitant autour <strong>de</strong><br />
T Tauri situées à 150 pc.<br />
Sa sensibilité permettra encore <strong>de</strong> réaliser les premières étu<strong>de</strong>s statistiquement significatives <strong>de</strong>s propriétés<br />
millimétriques et sub-mmillimétriques <strong>de</strong>s disques protoplanétaires, y compris dans <strong>de</strong>s régions <strong>de</strong> formation<br />
d’étoiles plus éloignées telle que Orion.<br />
Pour préparer la venue <strong>de</strong> ALMA sur le sujet <strong>de</strong> la formation <strong>de</strong>s systèmes planétaires, il faut former <strong>de</strong>s<br />
étudiants à l’interférométrie millimétrique, tant à l’analyse et interprétation <strong>de</strong>s données qu‘à la<br />
compréhension et l’utilisation d’un interféromètre millimétrique. C’est dans cet esprit qu’a démarrée en<br />
septembre 2001 la thèse <strong>de</strong> Vincent Pietu (co-direction A. Dutrey et C. Kahane).<br />
103
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
La stratégie à moyen terme est <strong>de</strong> contraindre la distribution <strong>de</strong> masse <strong>de</strong>s disques circumstellaires par<br />
mesure directe <strong>de</strong> la <strong>de</strong>nsité <strong>de</strong> H 2 , via l’excitation <strong>de</strong>s raies moléculaires. Un premier résultat a été obtenu<br />
dans ce sens en 1997 (Dutrey et al. 1997, AA 317, L55), mais uniquement à l’ai<strong>de</strong> d’observations non<br />
résolues spatialement au 30m. Il s’agit maintenant <strong>de</strong> développer un co<strong>de</strong> <strong>de</strong> transfert radiatif approprié pour<br />
l’analyse <strong>de</strong>s cartes <strong>de</strong> raies moléculaires (Plateau <strong>de</strong> Bure, puis ALMA) dans le cadre <strong>de</strong> la thèse <strong>de</strong> V. Pietu<br />
en développant conjointement les métho<strong>de</strong>s d’ajustement automatiques aux observations. Ce travail suppose<br />
aussi un progrès dans la connaissance <strong>de</strong>s taux d’excitation collisionnelle <strong>de</strong> certaines molécules simples<br />
(CN, HCN...). Il va <strong>de</strong> pair avec une compréhension <strong>de</strong>s abondances chimiques pour distinguer les effets<br />
d’excitations <strong>de</strong>s effets <strong>de</strong> variations d’abondance.<br />
Dans cet esprit, il faut signaler la formation en 2001 d’un groupe <strong>de</strong> collaboration entre astrochimistes<br />
théoriciens (G. Pineau <strong>de</strong>s Forêts, E. Roueff et P. Hily-Blant) et observateurs (A. Dutrey, S. Guilloteau, C.<br />
Kahane, F. Gueth et V. Pietu). Le travail <strong>de</strong> ce groupe, qui s’est réuni plusieurs fois en 2001, est <strong>de</strong><br />
caractériser les processus chimiques dominants <strong>de</strong>s disques en utilisant les instruments millimétriques<br />
actuels.<br />
7.2.2 Du disque externe au disque interne<br />
Il est aussi important <strong>de</strong> commencer dès aujourd’hui à “extrapoler” aux disques internes les contraintes<br />
actuelles données par les observations millimétriques et qui caractérisent les disques externes. Pour cela, la<br />
comparaison <strong>de</strong>s données millimétriques avec les résultats provenant d’interféromètres optiques est<br />
nécessaire et le restera avec ALMA (voir encore figure 1). Dans cet esprit, Anne Dutrey collabore avec Bruno<br />
Lopez (observatoire <strong>de</strong> Nice) et Gilles Niccolini (étudiant en thèse à Nice). L’idée principale est d’utiliser<br />
MIDI couplé à un co<strong>de</strong> <strong>de</strong> transfert radiatif <strong>de</strong> la poussière (co<strong>de</strong> <strong>de</strong> B. Lopez modifié par G. Niccolini dans<br />
le cadre <strong>de</strong> sa thèse) pour essayer <strong>de</strong> caractériser les propriétés <strong>de</strong> quelques disques bien connus en<br />
millimétrique, <strong>de</strong>s disques externes (millimétrique) aux disques internes (tracé par le domaine infrarouge).<br />
Finalement, la formation planétaire étant naturellement à l’interface <strong>de</strong> plusieurs disciplines <strong>de</strong><br />
l’astrophysique, il faut mentionner ici la mise en place sous l’impulsion <strong>de</strong> Anne Dutrey, Anne-Marie<br />
Lagrange et Daniel Gautier d’un atelier inter-disciplinaire intitulé: “Formation <strong>de</strong>s systèmes stellaires et<br />
planétaires”. Les <strong>de</strong>ux premiers ateliers (octobre 1999 et octobre 2000, à Paris) ont remporté un vif succès<br />
(voir 12 ). Le prochain atelier <strong>de</strong>vrait avoir lieu à Paris en février <strong>2002</strong>.<br />
12 http://www-LAOG.obs.ujf-grenoble.fr/ dutrey/pnp-asps.html<br />
104
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
8 Disques planétaires<br />
8.1 Composition <strong>de</strong> l’équipe<br />
• Permanents: H. Beust (CNAP), A.M. Lagrange (CNRS), D. Mouillet (UJF; en délégation <strong>de</strong>puis sept.<br />
2001 à Tarbes), et J.L. Beuzit (aussi dans l'équipe « ES ») à temps partiel,<br />
• Thésitifs encadrés entre 1998 et 2001: P. Corporon (thèse soutenue en 1999; parti dans l’industrie); J.C.<br />
Augereau (thèse soutenue en 2000; post-doc 2000-2001 au CEA), C. Karmann (<strong>de</strong>puis 1999); G.<br />
Chauvin (<strong>de</strong>puis sept. 2000),<br />
• Autres: environ 3 étudiants <strong>de</strong> Maîtrise, DEA, gran<strong>de</strong>s écoles chaque année, universités étrangères.<br />
8.2 Introduction<br />
Les activités <strong>de</strong> l’équipe s’articulent autour d’un thème astrophysique, celui <strong>de</strong>s disques planétaires. Ces<br />
disques que nous avons aussi appelés disques <strong>de</strong> secon<strong>de</strong> génération, ou disques débris sont constitués au<br />
moins en partie <strong>de</strong> poussières et/ou <strong>de</strong> gaz dont la durée <strong>de</strong> vie est sensiblement inférieure à l’âge <strong>de</strong> l’étoile.<br />
On les conçoit maintenant comme <strong>de</strong>s résidus <strong>de</strong> la formation <strong>de</strong>s systèmes planétaires, leurs constituants<br />
(gaz, poussières) résultant <strong>de</strong> processus <strong>de</strong> collisions ou d’évaporation <strong>de</strong> corps plus gros (grains,<br />
planétésimaux, comètes). Des planètes peuvent a priori être déjà formées dans <strong>de</strong> tels systèmes. Ces <strong>de</strong>rniers<br />
sont donc les traceurs (les seuls connus à ce jour) d’un sta<strong>de</strong> d’évolution jusque là non contraint par <strong>de</strong>s<br />
observations <strong>de</strong>s systèmes planétaires. Leur étu<strong>de</strong> donne <strong>de</strong>s indications indirectes sur la distribution <strong>de</strong><br />
masse (grains, comètes, planétésimaux, planètes) dans les systèmes individuels, mais aussi sur les processus<br />
<strong>de</strong> formation et surtout d’évolution (échelles <strong>de</strong> temps, formation ou non <strong>de</strong> planètes, lien avec les propriétés<br />
stellaires) <strong>de</strong>s systèmes planétaires en général.<br />
Les plus jeunes <strong>de</strong> ces disques sont situés en fin <strong>de</strong> sta<strong>de</strong> Pré Séquence Principale (PSP). Ces disques<br />
optiquement minces sont cependant différents <strong>de</strong>s disques autour <strong>de</strong>s étoiles T Tauri classiques, optiquement<br />
épais et au sein <strong>de</strong>squels les processus <strong>de</strong> chauffage liés à l’accrétion jouent un rôle important. A l’autre bout<br />
<strong>de</strong> l’échelle <strong>de</strong> temps, les systèmes beaucoup plus évolués comme le nôtre ou ceux découverts par vitesses<br />
radiales contiennent aussi, au moins pour certains, <strong>de</strong>s poussières <strong>de</strong> secon<strong>de</strong> génération.<br />
Notre approche se décline sous divers aspects: instrumentaux, observationnels et théoriques. Ces aspects sont<br />
très différents mais très complémentaires et ils servent tous la même logique astrophysique. Notre approche<br />
instrumentale est liée à la haute résolution angulaire (conception, réalisation, prospective). L’approche<br />
observationnelle <strong>de</strong>s disques fait appel aux techniques <strong>de</strong> haute résolution angulaire (optique adaptative,<br />
spatial) et à la spectroscopie haute résolution (UV, visible, infrarouge, radio). Dans ce cadre, <strong>de</strong>s<br />
collaborations ont été développées avec <strong>de</strong>s membres <strong>de</strong>s équipes « EJDJ » et « OTFM».La modélisation<br />
du gaz et celle <strong>de</strong> la poussière est à la fois dynamique (planétésimaux, comètes, poussières) et physique<br />
(propriétés physico-chimiques <strong>de</strong>s grains). Des interactions fortes pour la modélisation existent donc avec les<br />
collègues spécialistes <strong>de</strong> la formation et <strong>de</strong>s petits corps du Système Solaire.<br />
Nous indiquons ci-après les résultats importants obtenus entre 1998 et 2001, ainsi que nos projets à 4 ans.<br />
8.3 Faits saillants<br />
• Phénomène FEB (évaporation cométaire) dans les étoiles à disques:<br />
o β Pictoris: étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la dynamique <strong>de</strong>s FEBs sous l’action <strong>de</strong> planètes et comparaison aux<br />
observations; contraintes sur les caractéristiques <strong>de</strong>s planètes et la nature physique <strong>de</strong>s FEBs,<br />
o autres étoiles: détectabilité du phénomène FEB dans les étoiles <strong>de</strong> Herbig: les vents gênent (voire<br />
empêchent) la détection; application au cas <strong>de</strong> HD 100546 (observations HST, simulations)<br />
• Disques:<br />
105
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
o détection <strong>de</strong> 2 nouveaux disques imagerie HRA; l’âge n’est pas le seul paramètre gouvernant<br />
l’évolution <strong>de</strong>s disques; la structuration observée semble indiquer la présence <strong>de</strong> perturbateurs<br />
gravitationnels (planètes? ),<br />
o la modélisation <strong>de</strong>s observables (imagerie résolue, SED) donne les premières informations sur les<br />
poussières. Les durées <strong>de</strong> vie <strong>de</strong> la poussière impliquent que <strong>de</strong>s planétésimaux soient présents<br />
autour d’une étoile âgée <strong>de</strong> 8 Myrs. Par ailleurs, l’âge n’est pas le seul paramètre gouvernant<br />
l’évolution <strong>de</strong>s systèmes,<br />
o développement <strong>de</strong> modèles dynamiques <strong>de</strong>s disques <strong>de</strong> planétésimaux sous l’action d’une planète et<br />
produisant <strong>de</strong>s poussières sensibles à la pression <strong>de</strong> radiation <strong>de</strong> l’étoile; appliquée à β Pictoris; cette<br />
modélisation complète permet <strong>de</strong> reproduire les observables disponibles et en particulier <strong>de</strong>s<br />
asymétries jusque-là inexpliquées; contraintes sur les caractéristiques <strong>de</strong> la planète perturbatrice.<br />
• Instrumentation:<br />
o participation importante à <strong>de</strong>s projets lourds liés aux TGEs: NAOS, AMBER,<br />
o réflexion sur la prospective instrumentale liée à la haute résolution spatiale et à la haute dynamique.<br />
8.4 Bilan d’activité<br />
8.4.1 Comètes dans les disques <strong>de</strong> secon<strong>de</strong> génération<br />
Les observations <strong>de</strong> variations spectrales dans les raies d’absorption d’éléments métalliques du spectre <strong>de</strong><br />
β:Pictoris ont été interprétées dès la fin <strong>de</strong>s années 80 comme résultant du passage <strong>de</strong>vant la ligne <strong>de</strong> visée<br />
<strong>de</strong> petits objets <strong>de</strong> type cométaire ou astéroïdal, en évaporation au voisinage <strong>de</strong> l’étoile (FEBs pour Falling<br />
Evaporating Bodies). Depuis, les observations et modélisations successives ont conforté ce scénario.<br />
Récemment, la détection <strong>de</strong> CO avec HST (coll. IAP, Johns Hopkins, Baltimore) apporte une nouvelle<br />
confirmation <strong>de</strong> la présence <strong>de</strong> comètes autour <strong>de</strong> l’étoile (Roberdge et al. 2000). Ces <strong>de</strong>rnières années, <strong>de</strong>s<br />
progrès considérables ont été réalisés dans la compréhension <strong>de</strong> la dynamique <strong>de</strong> ces objets. Il semble<br />
aujourd’hui acquis que ces objets star-grazers proviennent d’une zone située à quelques UA <strong>de</strong> l’étoile en<br />
résonance <strong>de</strong> moyen mouvement (4: 1 et 3: 1) avec une planète géante <strong>de</strong> type Jovien (Beust & Morbi<strong>de</strong>lli<br />
1996,2000). Récemment, nous avons examiné le problème <strong>de</strong> la pérennité <strong>de</strong> ce phénomène. En effet, sans<br />
mécanisme <strong>de</strong> remplissage, les résonances en question <strong>de</strong>vraient se vi<strong>de</strong>r et le phénomène observé cesser.<br />
Nous avons montré (Thébault & Beust 2001) que les collisions entre planétésimaux dans les régions<br />
adjacentes aux résonances était un moyen <strong>de</strong> remplissage efficace et permettait <strong>de</strong> maintenir le phénomène<br />
sur un âge comparable à celui <strong>de</strong> l’étoile, avec au passage un certain nombre <strong>de</strong> contraintes sur la <strong>de</strong>nsité <strong>de</strong><br />
planétésimaux dans le disque (élevée, mais comparable aux estimations pour le Système Solaire primordial),<br />
et les caractéristiques <strong>de</strong> la planète (planète nécessairement Jovienne, en orbite à 5–20 UA <strong>de</strong> l’étoile (10 UA<br />
étant typiquement une valeur convenable). Il est à noter que les modélisations <strong>de</strong>s d’asymétries <strong>de</strong> brillance<br />
du disque vu en lumière diffusée conduisent à <strong>de</strong>s contraintes compatibles (Augereau et al. 2001b).<br />
Par ailleurs, un effort s’est porté ces <strong>de</strong>rnières années sur un meilleure compréhension <strong>de</strong>s phénomènes liés à<br />
l’évaporation <strong>de</strong>s FEBs eux-mêmes. C’est l’objet du travail <strong>de</strong> thèse <strong>de</strong> Cyrille Karmann, en collaboration<br />
étroite avec J. Klinger du laboratoire <strong>de</strong> planétologie <strong>de</strong> Grenoble, sur la base d’une application à la situation<br />
<strong>de</strong> β:Pic <strong>de</strong> travaux antérieurs sur les comètes du Système Solaire. Les premiers résultats (Karmann et al.<br />
2001) ont montré que les corps précurseurs <strong>de</strong> FEBs, en orbite à 4 ou 5 UA <strong>de</strong> l’étoile, ressemblent<br />
probablement plus à <strong>de</strong>s astéroï<strong>de</strong>s qu’à <strong>de</strong>s comètes, avec peu ou pas <strong>de</strong> volatiles. Ceci au une importance<br />
capitale sur l’observabilité <strong>de</strong>s objets lorsqu’ils sont FEBs. Maintenant, sur la base d’une évolution<br />
dynamique que nous connaissons, nous nous attachons à modéliser au mieux l’évaporation <strong>de</strong> ces objets au<br />
voisinage immédiat <strong>de</strong> l’étoile (contrainte <strong>de</strong>s taux comparés d’évaporation <strong>de</strong>s volatiles et <strong>de</strong>s réfractaires).<br />
Par ailleurs, <strong>de</strong>s observations diverses ont montré <strong>de</strong>puis <strong>de</strong>s années dans le spectre d’étoiles <strong>de</strong> Herbig <strong>de</strong>s<br />
variations spectrales comparables à celles qui sont observées dans β:Pic. Ces variations avaient été<br />
présentées comme dues aussi à un phénomène FEB. Les étoiles <strong>de</strong> Herbig sont en quelque sorte <strong>de</strong>s<br />
précurseurs <strong>de</strong> β:Pic, plus jeunes, et surtout possédant <strong>de</strong>s vents stellaires importants. En adaptant notre co<strong>de</strong><br />
<strong>de</strong> simulation à cette situation, nous avons montré que le vent stellaire rendait presque inobservables les<br />
FEBs potentiellement présents dans cet environnement (Beust et al. 2001). L’hypothèse FEB pour <strong>de</strong>s étoiles<br />
<strong>de</strong> Herbig doit donc être avancée avec pru<strong>de</strong>nce. L’un <strong>de</strong>s meilleurs candidats dans ce domaine est HD<br />
100546, autour <strong>de</strong> laquelle on observe <strong>de</strong>s variations <strong>de</strong> type FEB très convaincantes, où nous avons détecté<br />
106
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
un disque <strong>de</strong> poussières (Augereau et al. 2001), et autour <strong>de</strong> laquelle un vent a été observé (Lagrange et al.<br />
2001).<br />
8.4.2 Disques <strong>de</strong> poussières<br />
Pour comprendre l’évolution <strong>de</strong>s systèmes planétaires, il est indispensable d’étudier <strong>de</strong> manière détaillée <strong>de</strong><br />
nombreux systèmes, dans <strong>de</strong>s états d’évolution variés. Nous avons très tôt entrepris <strong>de</strong> rechercher en AO et<br />
avec HST <strong>de</strong>s disques autour <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> la Séquence Principale et en fin <strong>de</strong> PSP.<br />
Nos recherches passées autour <strong>de</strong>s étoiles SP, comme celles d’autres collègues, n’ont pas eu <strong>de</strong> succès (si ce<br />
n’est autour <strong>de</strong> β Pictoris ) sans doute parce que les disques sont très peu <strong>de</strong>nses et constitués <strong>de</strong> gros grains.<br />
Nous reprenons maintenant ces recherches avec <strong>de</strong> nouveaux instruments, plus performants (GRIF/PUE'O;<br />
NAOS) en portant un effort particulier sur les étoiles <strong>de</strong> la SP avec un fort excès infrarouge d’une part et<br />
d’autre part sur les étoiles à vitesses radiales présentant soit un faible excès infrarouge soit <strong>de</strong>s dérives long<br />
terme <strong>de</strong> vitesses radiales. Il s’agit dans ce <strong>de</strong>rnier cas, abordé en collaboration avec M. Mayor (Observatoire<br />
<strong>de</strong> Genève), <strong>de</strong> détecter, outre <strong>de</strong>s disques, <strong>de</strong>s compagnons <strong>de</strong> faible masse.<br />
Nos recherches ont été plus fructueuses en direction <strong>de</strong>s étoiles plus jeunes, puisque nous avons découvert ou<br />
observé les trois seuls disques <strong>de</strong> secon<strong>de</strong> génération actuellement connus (coll. F. Ménard, LAOG). Ces<br />
observations donnent d’ores et déjà <strong>de</strong>s contraintes sur l’évolution <strong>de</strong>s disques (voir ci-<strong>de</strong>ssous).<br />
Parallèlement à ces observations, nous avons développé et utilisé jusqu’ici avec succès un modèle <strong>de</strong> disque<br />
optiquement mince, visant à reproduire les observables à disposition sur ces systèmes (SED, imagerie<br />
résolue) à partir <strong>de</strong> distribution <strong>de</strong> grains <strong>de</strong> propriétés variées. Nous avons également développé en<br />
collaboration avec J. Papaloizou (QMWC; Londres) un modèle dynamique, visant à reproduire les mêmes<br />
observables, à partir d’une distribution non plus <strong>de</strong> grains mais cette fois-ci <strong>de</strong> planétésimaux perturbés par<br />
une planète.<br />
Disque autour <strong>de</strong> HR 4796<br />
Avec le coronographie couplé à ADONIS, nous avons pu imager à la marge un disque <strong>de</strong> poussières autour <strong>de</strong><br />
l’étoile HR4796 âgée seulement <strong>de</strong> 8 Myrs (Augereau 1999). Ce disque a été imagé par ailleurs (Schnei<strong>de</strong>r et<br />
al. 1999) avec un meilleur signal à bruit avec HST <strong>de</strong>puis. Nous avons effectué la modélisation la plus<br />
détaillée à ce jour <strong>de</strong> ce disque en utilisant l’ensemble <strong>de</strong>s contraintes observationnelles disponibles sur la<br />
poussière (images, SED complète jusqu’au domaine millimétrique). De cette étu<strong>de</strong>, il ressort <strong>de</strong>s contraintes<br />
fortes sur les propriétés <strong>de</strong>s grains (Augereau et al. 1999a). Cette étu<strong>de</strong> nous a permis <strong>de</strong> conclure que <strong>de</strong>s<br />
disques <strong>de</strong> secon<strong>de</strong> génération peuvent être présents autour d’objets <strong>de</strong> 10 millions d’années.<br />
De plus, HR 4796 fait partie d’un système binaire et permet ainsi d’abor<strong>de</strong>r la question <strong>de</strong> la formation et <strong>de</strong><br />
l’évolution <strong>de</strong>s systèmes planétaires dans les systèmes binaires. Le disque est <strong>de</strong> fait tronqué à l’extérieur,<br />
peut-être sous l’effet <strong>de</strong> la binarité. Une modélisation est toutefois nécessaire pour confirmer cette hypothèse.<br />
Disque autour <strong>de</strong> HD 141569<br />
Nous avons réalisé en 1999 avec le coronographe <strong>de</strong> NICMOS/HST la première image du disque <strong>de</strong><br />
poussières autour <strong>de</strong> HD 141569, étoile en fin <strong>de</strong> PSP (Augereau et al. 1999b), révélant une structure<br />
annulaire, que nous avons récemment observée plus en détail avec <strong>de</strong>s données HST/STIS. Cette structure<br />
annulaire apparaît maintenant très complexe (Mouillet et al. 2001) et sans doute liée aussi à la présence <strong>de</strong><br />
compagnons, peut-être planétaires (modélisation en cours). Nous avons par ailleurs entrepris, d’une part, en<br />
collaboration avec A. Dutrey (LAOG) un programme d’observations <strong>de</strong> ce système avec l’interféromètre du<br />
Plateau <strong>de</strong> Bure, afin <strong>de</strong> contraindre sa SED aux gran<strong>de</strong>s longueurs d’on<strong>de</strong> et par là même les modèles <strong>de</strong><br />
poussières, et d’autre part, en collaboration avec Louis le Sergent d’Hen<strong>de</strong>court (IAS), <strong>de</strong>s observations en<br />
spectroscopie avec ISAAC/VLT pour rechercher <strong>de</strong>s signatures spectrales <strong>de</strong> composés chimiques<br />
astrophysiques (PAH, glaces).<br />
Disque autour <strong>de</strong> HD100546<br />
Nos données HST ont permis <strong>de</strong> détecter un disque autour <strong>de</strong> HD 100546 (10 Myrs) qui apparaît ainsi<br />
intéressante tant du point <strong>de</strong> vue <strong>de</strong> son gaz que <strong>de</strong> sa poussière circumstellaires (Augereau et al. 2001). Le<br />
disque, partiellement optiquement épais, est sans doute moins évolué que celui <strong>de</strong> HD 141569 ou <strong>de</strong> HR<br />
107
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
4796, d’âges pourtant similaires. On voit donc que l’âge n’est pas le seul paramètre gouvernant l’évolution<br />
<strong>de</strong>s disques. Très récemment <strong>de</strong>s observations en spectroscopie moyen infrarouge nous ont permis <strong>de</strong><br />
contraindre la localisation <strong>de</strong>s divers grains dans l’environnement <strong>de</strong> l’étoile et affiner ainsi les résultats<br />
d’ISO (Augereau et al. prép).<br />
Disque <strong>de</strong> β Pictoris<br />
La distorsion observée dans le disque <strong>de</strong> β Pictoris (Mouillet et al. 1997b) avait été attribuée à la perturbation<br />
gravitationnelle d’une planète située sur une orbite inclinée sur le disque <strong>de</strong> planétésimaux, sensés être les<br />
corps parents <strong>de</strong>s poussières. La comparaison avec les données (gran<strong>de</strong>urs caractéristiques <strong>de</strong> la distorsion,<br />
distribution <strong>de</strong>s grains) nous avait permis <strong>de</strong> montrer la validité <strong>de</strong> cette hypothèse planétaire et <strong>de</strong><br />
contraindre la masse et la position <strong>de</strong> la planète responsable <strong>de</strong> la distorsion. Nous avons <strong>de</strong>puis poursuivi<br />
ces travaux en incluant dans nos modèles les effets <strong>de</strong> pression <strong>de</strong> radiation stellaire sur les grains et <strong>de</strong>s<br />
propriétés <strong>de</strong>s grains (nature, porosité, diffusion). Ceci nous a permis <strong>de</strong> reproduire <strong>de</strong> façon très concluante<br />
certaines <strong>de</strong>s asymétries à gran<strong>de</strong> échelle observées dans le disque (Augereau et al. 2001b), qui restaient<br />
inexpliquées <strong>de</strong>puis plusieurs années. Ce modèle du disque <strong>de</strong> β Pictoris est actuellement le plus complet<br />
disponible.<br />
Disques <strong>de</strong> GG Tau<br />
GG Tauri est un jeune système stellaire multiple composé <strong>de</strong> <strong>de</strong>ux binaires en orbite l’une autour <strong>de</strong> l’autre<br />
(à plus <strong>de</strong> 1000 UA). Un vaste disque circumbinaire a été détecté et observé <strong>de</strong>puis longtemps autour <strong>de</strong> la<br />
première binaire. Le mouvement keplerien du disque a été clairement i<strong>de</strong>ntifié, et <strong>de</strong>s contraintes très fortes<br />
sur les masses <strong>de</strong>s étoiles individuelles ont pu être déduites. Le disque apparaît très cloisonné, avec <strong>de</strong>s bords<br />
rai<strong>de</strong>s. C’est en fait un anneau entre 180 et 260 UA. Si le bord interne peut s’expliquer par l’effet<br />
perturbateur <strong>de</strong> la binaire interne, le bord externe est plus difficile à interpréter.<br />
Nous avons adapté à la situation d’un système stellaire multiple le co<strong>de</strong> dynamique symplectique que nous<br />
utilisions pour la dynamique <strong>de</strong>s FEBs <strong>de</strong> β Pictoris , et appliqué à la situation du disque circumbinaire <strong>de</strong><br />
GG Tau, en collaboration avec Anne Dutrey (LAOG). Les résultats (Beust & Dutrey, <strong>2002</strong>) sont très<br />
convaincants. On reproduit très bien le profil radial du disque, le bord externe apparaissant sculpté par<br />
l’interaction avec la binaire externe, et le bord interne par la binaire interne. En fait le disque survit là où la<br />
dynamique le permet. On contraint au passage l’orbite relative <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux binaires, montrant qu’elle doit<br />
nécessairement être excentrique (excentricité environ 0.5), et moyennement inclinée par rapport à l’autre.<br />
8.4.3 Instrumentation<br />
Notre thématique astrophysique, focalisée sur <strong>de</strong>s environnements ténus (disques, compagnons) d’objets<br />
brillants nous a naturellement conduits à réfléchir aux techniques d’observations à haute résolution angulaire<br />
(optique adaptative, interférométrie) et à fort contraste (coronographie). Nous avons en particulier mené<br />
diverses étu<strong>de</strong>s prospectives en AO et en interférométrie visant à évaluer l’apport <strong>de</strong>s futurs instruments tels<br />
que NAOS, AMBER, MIDI, ALMA, sur les disques planétaires (par ex.: Lagrange 1999; Augereau 2000).<br />
Après avoir développé avec succès le premier coronographe couplé à l’AO entre 93 et 96, nous nous sommes<br />
investis fortement dans le projet NAOS en tant que responsable scientifique (AML), responsable d’un module<br />
<strong>de</strong> préparation <strong>de</strong>s observations (DM) et membre du groupe scientifique (JLB). Nous avons ainsi participé à<br />
tous les développements du projet, <strong>de</strong>puis sa conception jusqu’à ses tests sur le ciel.<br />
Par ailleurs, les simulations NAOS ayant montré la très bonne qualité attendue <strong>de</strong>s images jusque dans le<br />
domaine optique, et NAOS n’étant équipé a priori que d’une caméra IR, nous avons proposé l’idée d’observer<br />
aussi dans le visible avec NAOS. Ceci a nous conduits, au sein du groupe <strong>de</strong> définition <strong>de</strong> NAOS, à prévoir<br />
dans NAOS un autre foyer accessible (voir plus loin). Nous (ie JLB, DM et AML) avons ensuite proposé un<br />
instrument imageur coronographe fonctionnant dans le visible au foyer parallèle <strong>de</strong> NAOS. Pour <strong>de</strong>s raisons<br />
<strong>de</strong> coût et <strong>de</strong> ”main d'œuvre”, nous avons décidé <strong>de</strong> coupler cette facilité à un spectrographe proposé par<br />
ailleurs par un consortium italien. L’ensemble du projet AVES est actuellement en cours d’évaluation par<br />
l’ESO (Beuzit 2001).<br />
Pour clore l’aspect optique adaptative, nous avons récemment réfléchi aux futures génération d’instrument<br />
haute dynamique qui pourraient ultimement permettre l’imagerie <strong>de</strong>s planètes extrasolaires. Nous avons ainsi<br />
plaidé au <strong>de</strong>rnier colloque ESO (Mouillet 2001) dédié à la secon<strong>de</strong> génération d’instruments VLT pour une<br />
108
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
AO haute <strong>de</strong>nsité couplée à <strong>de</strong>s coronographes très performants. Il faut noter que le STC <strong>de</strong> l’ESO vient <strong>de</strong><br />
recomman<strong>de</strong>r 4 instruments <strong>de</strong> secon<strong>de</strong> génération, parmi lesquels un “planet imager”.<br />
En ce qui concerne maintenant l’interférométrie, outre les simulations à caractère prospectif, il faut signaler<br />
l’implication forte d’un <strong>de</strong>s membres <strong>de</strong> l’équipe (DM) dans le projet AMBER.<br />
8.4.4 Autres sujets<br />
Dynamique <strong>de</strong>s WIMPS<br />
En marge <strong>de</strong> travaux sur le dynamique <strong>de</strong>s FEBs, nous avons entrepris une collaboration avec T. Damour<br />
(Orsay). L’idée est d’étudier la dynamique <strong>de</strong> particules <strong>de</strong> types WIMPS piégées par le Soleil. Les WIMPS<br />
sont <strong>de</strong>s particules hypothétiques <strong>de</strong> supersymétrie qui pourraient contribuer fortement à la matière noire,<br />
mais qui n’interagissent pratiquement que gravitationnellement avec le reste <strong>de</strong> la matière. Une certaine<br />
<strong>de</strong>nsité <strong>de</strong> ce particules est attendue au niveau <strong>de</strong> la Terre, mais <strong>de</strong>s travaux récents <strong>de</strong> T. Damour et al.<br />
montrent qu’une sur<strong>de</strong>nsité est possible, par le fait que certaines <strong>de</strong> ces particules qui traversent le Soleil<br />
interagissent avec lui et se retrouvent piégées dans le système solaire sur <strong>de</strong>s orbites très excentriques qui<br />
pénètrent dans le Soleil. La question qui se pose est <strong>de</strong> savoir combien <strong>de</strong> temps ces particules résistent à la<br />
diffusion par les planètes et du coup quel est leur sur<strong>de</strong>nsité au niveau <strong>de</strong> la Terre. C’est là que notre<br />
expérience intervient: il s’agit <strong>de</strong> modéliser la dynamique <strong>de</strong> particules très excentriques dans le système<br />
solaire. Nous avons adapté le co<strong>de</strong> symplectique que nous utilisions pour β Pic, et les premiers résultats <strong>de</strong><br />
cette étu<strong>de</strong> sont attendus dans l’année <strong>2002</strong>.<br />
Binaires <strong>de</strong> Herbig<br />
Recherche systématique <strong>de</strong> binaires <strong>de</strong> Herbig, état d’évolution <strong>de</strong>s Herbigs. Etant donnée l’importance <strong>de</strong> la<br />
détermination <strong>de</strong>s paramètres physiques <strong>de</strong>s systèmes binaires pour la modélisation stellaire (évolution) et<br />
pour celle <strong>de</strong>s environnements (disques), étant donnée aussi l’importance <strong>de</strong> la binarité dans l’évolution <strong>de</strong><br />
ces systèmes, il nous est apparu important d’entreprendre une recherche systématique <strong>de</strong> binaires en<br />
spectroscopie. Ce "survey" (le premier <strong>de</strong> ce type pour les étoiles <strong>de</strong> Herbig) a débuté en 1994 et s’est achevé<br />
en 1997. Sur un échantillon constitué <strong>de</strong>s 50 Herbigs les plus brillantes (V≤ 9) <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux hémisphères, nous<br />
avons trouvé 17 binaires spectroscopiques, pratiquement toutes inconnues jusqu’alors (Corporon et<br />
Lagrange, 1998). Le taux <strong>de</strong> binaires spectroscopiques parmi ces objets s’est révélé comparable à celui <strong>de</strong>s T<br />
Tauri, contreparties PSP moins massives <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> Herbig, pour <strong>de</strong>s domaines <strong>de</strong> pério<strong>de</strong>s i<strong>de</strong>ntiques.<br />
Pour six d’entre elles (à courte pério<strong>de</strong> ≤ 100 jours) nous avons pu proposer une première caractérisation <strong>de</strong><br />
ces étoiles (état d’évolution, paramètres physiques, etc..). Il aurait été intéressant <strong>de</strong> suivre les binaires<br />
moyennes pério<strong>de</strong> détectées et progresser sur la modélisation <strong>de</strong>s systèmes trouvés, mais nous n’avons pas<br />
poursuivi dans cette voie, n’ayant pas le potentiel humain pour réaliser ce travail dans notre équipe.<br />
8.5 Prospective<br />
L’équipe « DP2G » a connu en 2001 <strong>de</strong>s difficultés <strong>de</strong> fonctionnement dues à <strong>de</strong> fortes implications <strong>de</strong> <strong>de</strong>ux<br />
<strong>de</strong> ses membres dans <strong>de</strong>s projets instrumentaux lourds (NAOS, AMBER), à <strong>de</strong>s taches d’intérêt général, et<br />
aussi au départ en post-doctorat <strong>de</strong> JC Augereau. Le cadre est aujourd’hui encore plus tendu avec le départ<br />
en délégation <strong>de</strong> D Mouillet.<br />
Pourtant c’est maintenant que s’offrent à nous <strong>de</strong> gran<strong>de</strong>s possibilités en matière d’observations et <strong>de</strong><br />
modélisations, grâce aux nouveaux instruments nous intéressant directement (GRIF/PUE'O, NAOS, AMBER,<br />
MIDI). Par ailleurs, le paysage <strong>de</strong>s projets instrumentaux évolue très vite et nous nous sentons directement<br />
concernés par le très récent appel d’offre ESO sur le “planet imager”, pour lequel nous avions beaucoup<br />
plaidé et pour lequel nous pensons avoir une bonne expertise.<br />
Il est malheureusement clair que si cette situation <strong>de</strong> sous criticité <strong>de</strong> l’équipe se poursuivait, elle conduirait<br />
immanquablement à un arrêt <strong>de</strong> pans entiers <strong>de</strong> nos activités, ce qui nuirait certainement à la qualité <strong>de</strong> notre<br />
recherche, qui s’appuie beaucoup sur la globalité <strong>de</strong> notre approche. En particulier, la modélisation <strong>de</strong>s<br />
disques <strong>de</strong>vrait être abandonnée si J.C. Augereau ne rejoint pas rapi<strong>de</strong>ment l’équipe. Cet aspect revêt<br />
pourtant une importance très forte, par son originalité et par les résultats obtenus.<br />
109
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
8.5.1 Recherche et modèles <strong>de</strong> disques<br />
Nous comptons profiter <strong>de</strong>s nouveaux instruments “imageurs” disponibles (GRIF sur PUE'O) ou à venir<br />
NAOS, AMBER, MIDI, VISIR) pour intensifier nos recherches <strong>de</strong> disques. Plus sensibles, ces outils<br />
permettront <strong>de</strong> détecter <strong>de</strong>s disques plus ténus et <strong>de</strong>s compagnons <strong>de</strong> très faibles masses, en particulier autour<br />
<strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> la SP (dont les étoiles à planètes détectées en vitesses radiales). Nous privilégierons aussi les<br />
étoiles membres d’associations jeunes et proches (en <strong>de</strong>çà <strong>de</strong> 100 pc) autour <strong>de</strong>squelles <strong>de</strong>s disques <strong>de</strong><br />
secon<strong>de</strong> génération, mais aussi <strong>de</strong>s planètes géantes chau<strong>de</strong>s pourraient être détectés. Concernant les disques<br />
déjà connus, les nouveaux instruments sur les grands télescopes (e.g. VLT) permettront <strong>de</strong> chercher <strong>de</strong>s<br />
détails dans les structures (par exemple <strong>de</strong>s vi<strong>de</strong>s <strong>de</strong> matière ou “gaps”), dus à la présence <strong>de</strong> planètes. Ces<br />
objectifs figurent d’ores et déjà dans <strong>de</strong>s observations planifiées au CFHT et dans nos programmes <strong>de</strong> temps<br />
garanti NAOS. Ces observations seront suivies <strong>de</strong> modélisations <strong>de</strong>s disques, comme nous l’avons fait<br />
précé<strong>de</strong>mment. En particulier, nous mettrons une forte priorité pour pousser jusqu’à la modélisation<br />
dynamique, puisque c’est elle qui donne finalement les renseignements sur les planétésimaux et les<br />
éventuelles planètes dans les systèmes. A très court terme, nous achèverons la modélisation dynamique du<br />
disque <strong>de</strong> HD 141569.<br />
Enfin, nous utiliserons les capacités <strong>de</strong>s spectrographes disponibles dans le proche IR et moyen IR pour<br />
i<strong>de</strong>ntifier et localiser les grains dans les disques. Il s’agit <strong>de</strong> 1/ restreindre l’espace <strong>de</strong>s paramètres pour les<br />
grains <strong>de</strong> manière à affiner les modèles individuels <strong>de</strong> disques (grains <strong>de</strong> plus en plus réalistes), 3/<br />
comprendre l’évolution générale <strong>de</strong> la matière dans les disques (les données ISO ont été utilisées dans ce<br />
sens mais il manque certainement <strong>de</strong> la résolution spatiale pour faire ce travail). ISAAC et VISIR sur le VLT<br />
constituent pour ces objectifs <strong>de</strong>s instruments <strong>de</strong> choix (et permettraient en outre une préparation à NGST).<br />
En ce qui concerne maintenant l’amélioration <strong>de</strong>s modèles, nous souhaitons prendre mieux en compte d’une<br />
part la physique <strong>de</strong>s grains et d’autre part, les modèles <strong>de</strong> transfert:<br />
• Physique <strong>de</strong>s grains: il s’agira “d’injecter” d’avantage <strong>de</strong> chimie dans les grains et décrire<br />
numériquement le comportement optique d’agrégats constitués <strong>de</strong> nombreux monomères (aller au <strong>de</strong>là<br />
<strong>de</strong> la sphère <strong>de</strong> Mie). Ceci permettra <strong>de</strong>: 1/ mieux contraindre les propriétés <strong>de</strong>s grains (les observables<br />
en imagerie mélangent en effet la morphologie <strong>de</strong>s disques et les propriétés <strong>de</strong>s grains), 2/ comprendre<br />
l’histoire chimiques <strong>de</strong>s disques, (lien avec la dynamique) et 3/ prédire les observables dans d’autres<br />
domaines <strong>de</strong> longueur d’on<strong>de</strong>,<br />
• Modèles <strong>de</strong> transfert: aujourd’hui notre modèle <strong>de</strong> disque possè<strong>de</strong> est globalement suffisant pour les<br />
disques optiquement minces mais nos prochaines observations (e.g. en interférométrie) nécessiteront<br />
sans doute un transfert radiatif plus complet pour décrire les conditions dans les disques moins évolués et<br />
proches <strong>de</strong> l’étoile centrale.<br />
Enfin, l’étu<strong>de</strong> du système autour <strong>de</strong> GG Tau se poursuivra. En particulier, <strong>de</strong> nouveaux points <strong>de</strong> mesure<br />
permettront d’affiner les orbites <strong>de</strong>s composantes du système et donc <strong>de</strong> mieux contraindre la dynamique.<br />
Plus généralement, c’est l’outil que nous avons développé pour mener à bien cette étu<strong>de</strong> qui est riche <strong>de</strong><br />
promesses. A notre connaissance, personne n’avait encore développé <strong>de</strong> co<strong>de</strong> symplectique adapté à la<br />
dynamique <strong>de</strong> systèmes stellaires multiples (nous avons modifié un co<strong>de</strong> existant adapté à la dynamique dans<br />
un système planétaire), et les applications <strong>de</strong> notre outil à d’autres systèmes multiples (avec au passage une<br />
amélioration du co<strong>de</strong>), comme le système <strong>de</strong> HR 4796, sont d’ores et déjà programmées pour les années à<br />
venir.<br />
8.5.2 Relation Gaz-Planétésimaux<br />
L’étu<strong>de</strong> du phénomène FEB et <strong>de</strong> ses implications va bien évi<strong>de</strong>mment se poursuivre. En tout premier lieu,<br />
nous comptons arriver à une meilleure modélisation <strong>de</strong>s phénomènes entourant l’évaporation même <strong>de</strong>s<br />
objets, en collaboration avec J. Klinger du LPG. Déjà, nous sommes capables d’entrevoir plusieurs régimes<br />
dans l’évaporation comparée <strong>de</strong>s volatiles et <strong>de</strong>s réfractaires et ceci ne sera pas sans conséquences sur les<br />
observables mêmes du phénomène.<br />
Dans le même temps, il conviendra <strong>de</strong> mieux modéliser la dynamique <strong>de</strong>s produits d’évaporation <strong>de</strong>s FEBs.<br />
Nous disposons déjà d’un co<strong>de</strong> <strong>de</strong> simulation qui nous a permis <strong>de</strong>s avancées considérables dans la<br />
compréhension du phénomène. Désormais, pour aller plus loin dans l’interprétation <strong>de</strong>s observations, il nous<br />
faut modéliser l’interaction entre elles <strong>de</strong>s divers produits d’évaporation, traiter l’ionisation collisionnelle, et<br />
110
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
inclure les résultats <strong>de</strong> l’étu<strong>de</strong> planétologique. Techniquement, il faut transformer le co<strong>de</strong> existant en co<strong>de</strong><br />
SPH. Cette réalisation est déjà en cours, mais prendra encore un certain temps avant <strong>de</strong> se concrétiser.<br />
Les gran<strong>de</strong>s lignes <strong>de</strong> la dynamique propre du phénomène FEB (modèle <strong>de</strong> résonance) semblent aujourd’hui<br />
comprises, mais par une modélisation plus fine <strong>de</strong>s processus d’évaporation, nous espérons, via la<br />
dynamique, arriver à en contraindre mieux les paramètres (masse <strong>de</strong> la planète, etc...). Plus <strong>de</strong> travail reste<br />
cependant à accomplir dans le domaine <strong>de</strong>s processus en amont du phénomène FEB, tels le remplissage <strong>de</strong>s<br />
résonance. Certes, nous avons fait <strong>de</strong>s avancées considérables dans ce domaine ces <strong>de</strong>rnières années, mais le<br />
modèle <strong>de</strong> collisions reste à affiner, et <strong>de</strong>s mécanismes alternatifs et/ou complémentaires comme la<br />
migration planétaire, ou la diffusion par <strong>de</strong>s gros embryons planétaires, sont d’autres voies à explorer. La<br />
collaboration sur ce point avec P. Thébault et A. Morbi<strong>de</strong>lli se poursuivra donc.<br />
Nous nous intéressons désormais à une meilleure compréhension <strong>de</strong>s processus globaux liés au phénomène<br />
FEB. On peut voir les processus globaux d’un point <strong>de</strong> vue à la fois spatial et temporel. D’un point <strong>de</strong> vue<br />
spatial, il est clair que le phénomène FEB tel que nous le modélisons doit être mis en relation avec<br />
l’ensemble <strong>de</strong>s observables et modèles du disque <strong>de</strong> β:Pic. Il y a bien sûr les caractéristiques <strong>de</strong> la ou les<br />
planètes impliquées dans les divers modèles, mais il y a aussi les effets induits en aval par le phénomène<br />
FEB, comme par exemple une production non-axisymétrique <strong>de</strong> nombreuses particules <strong>de</strong> poussières (liée à<br />
la répartition <strong>de</strong>s orbites <strong>de</strong>s FEBs), qui une fois diffusés dans le disque, pourrait avoir une traduction<br />
observationnelle. Le travail dans ce domaine reste à faire, et notre équipe est idéalement structurée pour<br />
réaliser au mieux cette étu<strong>de</strong>.<br />
D’un point <strong>de</strong> vue temporel maintenant, ce sont les relations entre le phénomène FEB et l’état évolutif <strong>de</strong><br />
l’étoile β:Pic qui mérite examen. S’il est aujourd'hui acquis que le mécanisme doit être auto-entretenu par un<br />
remplissage <strong>de</strong>s résonances, nous ne savons pas au bout <strong>de</strong> combien <strong>de</strong> temps tout doit cesser. Une étu<strong>de</strong><br />
dynamique sur une longue pério<strong>de</strong> <strong>de</strong> temps est donc nécessaire. De ce point <strong>de</strong> vue, il est clair que la<br />
modélisation <strong>de</strong> ce qui se passe dans les étoiles (plus jeunes) <strong>de</strong> Herbig, qui en est encore à ses débuts, sera<br />
un point <strong>de</strong> comparaison capital. Globalité temporelle, mais aussi sur les divers systèmes planétaires donc.<br />
De ce point <strong>de</strong> vue, à l’autre bout <strong>de</strong> la chaîne, la comparaison avec l’histoire <strong>de</strong> notre propre système solaire<br />
est riche d’enseignements. Les lacunes <strong>de</strong> Kirkwood présentes aujourd’hui dans la ceinture d’astéroï<strong>de</strong>s ne<br />
sont rien d’autre que la trace d’un phénomène FEB aujourd’hui disparu. Les travaux théoriques qui sont<br />
menés aujourd’hui sur l’histoire <strong>de</strong> le ceinture d’astéroï<strong>de</strong>s primordiale et le Late Heavy Bombardment sont<br />
proches <strong>de</strong> ce que nous faisons ou <strong>de</strong>vons faire comme étu<strong>de</strong> dynamique du système <strong>de</strong> β:Pic. Il y a donc un<br />
parallèle riche d’enseignements à mener, et <strong>de</strong> ce point <strong>de</strong> vue, c’est clairement la collaboration avec A.<br />
Morbi<strong>de</strong>lli qui sera privilégiée.<br />
8.5.3 Instrumentation<br />
Au sein <strong>de</strong> la thématique, l’implication conjointe dans les développements instrumentaux et l’exploitation<br />
scientifique jusqu’à la modélisation a permis <strong>de</strong> procé<strong>de</strong>r à une analyse détaillée <strong>de</strong>s limites mais aussi <strong>de</strong>s<br />
possibilités instrumentales à venir en matière d’imagerie à haute dynamique, technique fondamentale pour<br />
l’imagerie <strong>de</strong>s systèmes planétaires. En particulier, nous avons défendu l’intérêt d’un instrument dédié à<br />
l’observation à très haute dynamique (Mouillet 2001). Il apparaît que si l’on focalise les spécifications à<br />
l’observation d’objets brillants et sur un “petit” champ, on “obtient” un instrument qui donnerait <strong>de</strong>s<br />
capacités observationnelles qui ne sont pas couvertes aujourd’hui, et permettrait un saut important en matière<br />
<strong>de</strong> dynamique, et qui est réalisable à court terme. Cette approche a été retenue ou partagée par l’ESO qui<br />
lance à très court terme un appel à idée pour un instrument dit “planet fin<strong>de</strong>r” <strong>de</strong> 2 e génération VLT. Par<br />
ailleurs, ces objectifs observationnels nouveaux sont également présents ou mentionnés dans les réflexions à<br />
moyen terme sur d’autres sites d’observation tels que Hawaii.<br />
L’expérience passée <strong>de</strong> l’équipe sur d’autres gros projets <strong>de</strong> haute résolution angulaire mais également sur le<br />
suivi <strong>de</strong>s développements récents <strong>de</strong> nouveaux concepts coronographiques d’une part et une bonne<br />
connaissance <strong>de</strong>s intérêts astrophysiques et <strong>de</strong>s démarches observationnelles spécifiques correspondantes<br />
d’autre part, permettent d’envisager une participation importante dans ce type <strong>de</strong> projet comme une option<br />
possible pour l’activité <strong>de</strong> l’équipe. Une décision concernant une telle orientation sera prise au cours <strong>de</strong><br />
l’année <strong>2002</strong> en fonction du montage effectif d’un tel projet, <strong>de</strong> la politique instrumentale au niveau national<br />
et international, et <strong>de</strong>s moyens humains au sein <strong>de</strong> l’équipe. Il est en effet essentiel pour nous <strong>de</strong> conserver la<br />
cohérence du travail instrumental avec les observations et la modélisation.<br />
111
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
8.5.4 Projets divers<br />
• Les modèles stellaires sont capables <strong>de</strong> donner avec précision l’état évolutif futur du Soleil, jusqu’à sa<br />
mort (perte <strong>de</strong> masse, rayon, luminosité...). Nous avons pour projet, en collaboration avec M. Forestini,<br />
sur la base d’un embryon d’étu<strong>de</strong> mené par un stagiaire en 2000, <strong>de</strong> coupler cette évolution stellaire avec<br />
une évolution dynamique du système planétaire. Comment vont se modifier les orbites <strong>de</strong>s planètes<br />
lorsque le Soleil perdra <strong>de</strong> la masse ? Quelles planètes intérieures seront absorbées ? C’est encore une<br />
fois en adaptant notre co<strong>de</strong> symplectique que nous mènerons à bien cette étu<strong>de</strong>.<br />
• Les recherches par variations <strong>de</strong> vitesses radiales se sont jusqu’à maintenant exclusivement concentrées<br />
sur les étoiles <strong>de</strong> type tardif (G, K etc.). Depuis longtemps, nous sommes en discussions avec M. Mayor<br />
à propos <strong>de</strong> l’application <strong>de</strong> ces programmes à <strong>de</strong>s étoiles chau<strong>de</strong>s (B tardives, A, F), tournant<br />
rapi<strong>de</strong>ment (<strong>de</strong>ux critères a priori défavorables à la métho<strong>de</strong>). De premières observations <strong>de</strong> β Pictoris<br />
ont eu lieu. Leur dépouillement préliminaire semble montrer la faisabilité <strong>de</strong> l’approche pour ces étoiles.<br />
Si cette faisabilité se confirme, <strong>de</strong>s pans complètement nouveaux <strong>de</strong> la recherche par vitesses radiales<br />
s’ouvriraient alors. Nous considérons donc en collaboration avec A. Chelli (LAOG) et M. Mayor<br />
(Genève) <strong>de</strong> chercher <strong>de</strong>s compagnons <strong>de</strong> faible masse (planètes) autour <strong>de</strong>s étoiles chau<strong>de</strong>s que nous<br />
étudions par ailleurs en imagerie.<br />
112
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
9 Cosmologie observationnelle<br />
9.1 Composition <strong>de</strong> l’équipe<br />
Permanents: F.-Xavier Désert, astronome ; Bernard Fouilleux, Ingénieur parti à la retraite en 2001<br />
Thésitif: Samuel Leclercq, étudiant en thèse <strong>de</strong>puis fin 2000 (en co-direction avec Alain Benoît).<br />
L’équipe s’insère dans un groupe <strong>de</strong> travail (Groupe <strong>de</strong> recherche en instrumentation pour la Cosmologie)<br />
transversal sur Grenoble, comprenant en particulier Alain Benoît du CRTBT (Centre <strong>de</strong> Recherche sur les<br />
Très Basses Températures), Daniel Santos et Cécile Renault <strong>de</strong> l’ISN (Institut <strong>de</strong>s Sciences Nucléaires) et<br />
plus généralement le groupe rhône-alpin « Cosm’Alpes » d’astroparticule.<br />
9.2 Faits saillants<br />
Le fond diffus cosmologique à 3K représente l’observable physique la plus ancienne, accessible aujourd’hui,<br />
décrivant l’Univers au moment du découplage du rayonnement et <strong>de</strong> la matière. Ces dix <strong>de</strong>rnières années ont<br />
vu l’arrivée <strong>de</strong> mesures <strong>de</strong> gran<strong>de</strong> précision, grâce en particulier au satellite COBE (mesure absolue <strong>de</strong> la<br />
température du rayonnement fossile à un millième près et première détection <strong>de</strong>s anisotropies du 3 K) et aux<br />
expériences ballons Boomerang et Maxima (les meilleures détections à haute résolution angulaire <strong>de</strong>s<br />
anisotropies, à l’heure actuelle). Ces mesures constituent une mine <strong>de</strong> données sur les conditions initiales <strong>de</strong><br />
l’Univers. Elles permettent d’une part <strong>de</strong> connaître le spectre <strong>de</strong>s fluctuations <strong>de</strong> <strong>de</strong>nsité qui ont présidé à la<br />
formation <strong>de</strong>s structures que l’on observe maintenant. D’autre part, la physique <strong>de</strong> l’émergence <strong>de</strong>s<br />
anisotropies du rayonnement nous donne accès très précisément à l’ensemble <strong>de</strong>s paramètres cosmologiques<br />
<strong>de</strong> l’Univers (âge, <strong>de</strong>nsité, courbure, nature <strong>de</strong> la matière et autres). La physique <strong>de</strong> particules à partir d’une<br />
extension du modèle standard propose <strong>de</strong>s réponses au problème <strong>de</strong> la matière sombre non-baryonique. En<br />
outre la détection directe <strong>de</strong> la matière sombre non-baryonique, sujet <strong>de</strong> recherche très dynamique,<br />
permettrait d’i<strong>de</strong>ntifier ses composants exotiques.<br />
Depuis quelques années, la cosmologie observationnelle se développe fortement à Grenoble, grâce à la<br />
participation ou à la conception <strong>de</strong> nouveaux instruments dédiés pour la plupart à la mesure précise du<br />
rayonnement fossile à 3 K, citons ARCHEOPS, DIABOLO et PLANCK. PLANCK est le satellite qui sera lancé en<br />
2007 qui <strong>de</strong>vrait permettre d’atteindre avec une précision ultime le spectre <strong>de</strong> puissance angulaire <strong>de</strong>s<br />
anisotropies. En attendant, l’instrument sous ballon ARCHEOPS, dirigé par Alain Benoît, permet aux équipes à<br />
la collaboration associée d’obtenir <strong>de</strong>s résultats originaux précédant PLANCK.<br />
9.3 Bilan d’activité<br />
9.3.1 ARCHEOPS<br />
L’expérience ballon ARCHEOPS ( 13 ) est née d’une collaboration internationale entre <strong>de</strong>s laboratoires français<br />
(CNRS- SPM, SDU et IN2P3 et CEA) et <strong>de</strong>s laboratoires anglais, américains et italiens. Son objectif est la<br />
mesure <strong>de</strong>s anisotropies du rayonnement fossile à 3 K, trace du Big Bang. Grâce à une gran<strong>de</strong> couverture <strong>de</strong><br />
ciel et une gran<strong>de</strong> résolution angulaire, cette expérience est originale quant à la couverture en "fréquences<br />
angulaires" sur le ciel.<br />
Pour obtenir la résolution angulaire d’environ 8 minutes d’arc (soit le quart du diamètre apparent lunaire, 50<br />
fois mieux que COBE), un télescope, dont le miroir primaire a un diamètre effectif <strong>de</strong> 1m50, observe le ciel<br />
avec en son foyer <strong>de</strong>s détecteurs <strong>de</strong> type bolométrique (sensible à une gran<strong>de</strong> ban<strong>de</strong> spectrale) à <strong>de</strong>s<br />
13 http: //www.ARCHEOPS.org<br />
113
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
fréquences variant <strong>de</strong> 150 à 550 GHz. Pour obtenir la gran<strong>de</strong> couverture angulaire (30 % <strong>de</strong> la sphère<br />
céleste), la nacelle tourne autour d’elle-même (avec une pério<strong>de</strong> <strong>de</strong> 20 à 30 secon<strong>de</strong>s) faisant défiler l’axe du<br />
télescope à une élévation <strong>de</strong> 41 <strong>de</strong>grés. La rotation diurne permet <strong>de</strong> balayer le cercle ainsi observé sur une<br />
large fraction <strong>de</strong> la sphère céleste. Pour obtenir une gran<strong>de</strong> sensibilité (<strong>de</strong>s variations <strong>de</strong> température relatives<br />
<strong>de</strong> l’ordre <strong>de</strong> dix-millièmes peuvent être détectés sur chacun <strong>de</strong>s cent mille pixels observés) les détecteurs<br />
sont refroidis à seulement un dixième <strong>de</strong> <strong>de</strong>grés au <strong>de</strong>ssus du zéro absolu grâce à un cryostat à dilution<br />
ouverte.<br />
Figure 1 - Carte <strong>de</strong> l’ensemble <strong>de</strong> la voûte céleste observée par le satellite COBE dans les années 1990. Les<br />
tâches bleues et rouges correspon<strong>de</strong>nt à <strong>de</strong>s variations <strong>de</strong> la température du fond <strong>de</strong> rayonnement fossile <strong>de</strong><br />
quelques dizaines <strong>de</strong> millionièmes <strong>de</strong> Kelvin.<br />
Figure 2 - Lancement <strong>de</strong> la nacelle ARCHEOPS le 29 janvier 2001 <strong>de</strong>puis la base <strong>de</strong> Kiruna (Suè<strong>de</strong>) à la tombée<br />
du jour. On remarque les <strong>de</strong>ux ballons auxiliaires qui se détacheront <strong>de</strong> la chaîne <strong>de</strong> vol juste après. La nacelle<br />
qui embarque un télescope <strong>de</strong> 1,50m <strong>de</strong> diamètre et un cryostat à dilution refroidissant une vingtaine <strong>de</strong><br />
bolomètres à 0,1 Kelvin ne pèse que 500 kg hors lest.<br />
114
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
Un premier vol a eu lieu <strong>de</strong> la Sicile à l’Espagne en juillet 1999 et a déjà fourni une gran<strong>de</strong> quantité<br />
d’informations sur les performances <strong>de</strong> l’expérience (pendant les quatre heures utiles <strong>de</strong> nuit au plafond). Les<br />
résultats scientifiques préliminaires (mesure millimétrique <strong>de</strong> l’émission galactique, du dipôle cosmologique<br />
et sans doute une détection statistique <strong>de</strong>s anisotropies recherchées) ont permis <strong>de</strong> préparer la collaboration à<br />
la prochaine campagne qui vient <strong>de</strong> se dérouler en décembre 2000 et janvier 2001. Organisé par la division<br />
ballon du CNES, le vol s’est effectué <strong>de</strong>puis la base d’Esrange (pres <strong>de</strong> Kiruna) en Suè<strong>de</strong> au <strong>de</strong>là du cercle<br />
arctique, le 29 janvier 2001. D’une durée <strong>de</strong> 7.5 heures pendant la nuit polaire (évitant ainsi l’énorme signal<br />
parasite dû au soleil), une gran<strong>de</strong> moisson <strong>de</strong> données vient juste d’être acquise et est analysée en ce<br />
moment. Des vols supplémentaires sont prévus avec le CNES afin d’améliorer encore le retour scientifique<br />
d’ARCHEOPS (hiver 2001/<strong>2002</strong>).<br />
L’expérience ARCHEOPS utilise une bonne partie <strong>de</strong>s développements technologiques qui furent nécessaires<br />
pour le <strong>de</strong>sign et la mise en oeuvre du satellite PLANCK (lancement 2007) et en particulier l’expérience HFI<br />
pilotée par la France (financement CNES). En outre, la réduction <strong>de</strong> données y est très similaire, préparant<br />
ainsi les nombreux scientifiques, français en particulier, à cette lour<strong>de</strong> tache.<br />
Le LAOG contribue pour sa part à la fabrication <strong>de</strong> la source d’étalonnage sol Gunn à 143 et 217 GHz pour<br />
la mesure <strong>de</strong>s lobes lointains, aux logiciels d’étalonnage, à la participation active aux campagnes <strong>de</strong> vol et à<br />
la supervision <strong>de</strong> la réduction <strong>de</strong>s données vol.<br />
Figure 3 - Carte mesurée par DIABOLO en janvier 1999, en direction <strong>de</strong> l’amas RXJ1347, à une longueur d’on<strong>de</strong><br />
<strong>de</strong> 2.1mm (140 GHz). Les photons du rayonnement fossile à 3 K sont diffusés par les électrons chauds dans<br />
l’amas. On observe donc un décrément <strong>de</strong> brillance (niveaux <strong>de</strong> gris vers le négatif) du ciel dans la direction du<br />
centre <strong>de</strong> l’amas. L’amas est vu "en creux" par rapport au fond du 3K. Cette image nous renseigne directement<br />
sur la <strong>de</strong>nsité <strong>de</strong> gaz chaud et indirectement sur la constante <strong>de</strong> Hubble. Les contours représentent le signal sur<br />
bruit par incrément <strong>de</strong> 1 en partant <strong>de</strong> 1. (Observations obtenues avec le tél. <strong>de</strong> 30m <strong>de</strong> l’IRAM))<br />
9.3.2 DIABOLO<br />
Le rayonnement fossile à 3 K peut également servir <strong>de</strong> phare <strong>de</strong>rrière toute source d’avant-plan pouvant le<br />
diffuser. C’est le cas <strong>de</strong>s amas <strong>de</strong> galaxies. Les amas <strong>de</strong> galaxies sont les structures les plus gran<strong>de</strong>s <strong>de</strong><br />
l’Univers, gravitationnellement liées. La cohésion d’un amas est assurée par une quantité dominante <strong>de</strong><br />
matière sombre. Outre quelques milliers <strong>de</strong> galaxies, un amas contient un gaz ionisé dans l’ensemble <strong>de</strong> son<br />
volume, à une température d’un million <strong>de</strong> Kelvin. Ce gaz est principalement détecté grâce à son émission<br />
"free-free" (freinage <strong>de</strong>s électrons sur les protons) dans les X. Ce gaz peut également diffuser les (nombreux)<br />
photons du 3 K par effet Compton inverse (collision entre un électron et un photon). C’est cette distorsion du<br />
115
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
rayonnement fossile, appelée effet Sunyaev-Zel’dovich (SZ), que l’instrument sol DIABOLO cherche à<br />
mesurer. Il est le fruit d’une collaboration entre le CRTBT, l’IAS (Orsay), le CESR (Toulouse) et le LAOG<br />
(Grenoble). Le photomètre DIABOLO dispose d’une matrice <strong>de</strong> 3 bolomètres sur chacun <strong>de</strong>s 2 canaux (1.2 et<br />
2.1 mm). Les bolomètres sont refroidis par une dilution ouverte <strong>de</strong> type spatial, qui a montré un<br />
fonctionnement très satisfaisant lors <strong>de</strong>s observations sur télescope. Ce photomètre nous a permis d’obtenir<br />
<strong>de</strong>s résultats originaux astrophysiques: détection et cartographie <strong>de</strong> l’effet Sunyaev-Zel’dovich (SZ) avec une<br />
résolution <strong>de</strong> 20 secon<strong>de</strong>s d’arc (un dixième <strong>de</strong> milliradians) au télescope <strong>de</strong> 30m IRAM (voir figure 3)<br />
durant les campagnes <strong>de</strong> 1995 à 2000. La mise au point <strong>de</strong> l’instrument a été gran<strong>de</strong>ment facilitée par les<br />
nombreux tests <strong>de</strong> 1996 à 1999 effectués sur le télescope POM2 (2.5 m) au Plateau <strong>de</strong> Bure, avec l’ai<strong>de</strong> <strong>de</strong><br />
Gilles Duvert. Quelques amas ont été analysés précisément, en particulier l’amas le plus brillant en SZ connu<br />
à ce jour (RXJ1347) a pu être cartographié pour la première fois avec une telle résolution angulaire. L’aspect<br />
peu circulaire <strong>de</strong> cette carte suggère que l’amas (à un décalage vers le rouge <strong>de</strong> 0,5) n’est pas complètement<br />
relaxé gravitationnellement.<br />
9.4 ISO<br />
Le travail <strong>de</strong> réduction et d’interprétation en profon<strong>de</strong>ur <strong>de</strong>s données ISO (en particulier ISOCAM et<br />
ISOPHOT) pour les sondages profonds extragalactiques a encore progressé en collaboration avec l’IAS et le<br />
SAp. Les archives ISO sont une mine encore peu exploitée en attendant SIRTF.<br />
9.5 Prospective<br />
Les développements sur PLANCK et ARCHEOPS sont actuellement bien tracés pour les prochaines années, tant<br />
pour l’exploitation optimale <strong>de</strong>s cartes (sub)millimétriques d’ARCHEOPS et les résultats scientifiques en<br />
profon<strong>de</strong>ur, que pour la préparation à PLANCK-HFI. En revanche, l’instrument DIABOLO ne comportant que<br />
quelques détecteurs doit être bientôt supplanté par une caméra bolométrique (avant-projet soutenu par le<br />
Programme National <strong>de</strong> Cosmologie). Des collaborations sont recherchées pour l’élaboration d’un tel<br />
instrument sol (en particulier avec Louis Dumoulin au CSNSM, L. Vigroux et P. Agnèse au CEA, ainsi que<br />
l’IAS et le CESR). Cette caméra centrée sur la cartographie <strong>de</strong>s amas dans le domaine millimétrique et la<br />
recherche <strong>de</strong> galaxies primordiales, mais aussi sur la cartographie <strong>de</strong>s galaxies proches et du milieu<br />
interstellaire, et mise au foyer du télescope <strong>de</strong> 30 m <strong>de</strong> l’IRAM après <strong>de</strong>s tests sur <strong>de</strong>s petits télescopes<br />
comme POM2, pourrait s’avérer être un outil précieux d’accompagnement sol <strong>de</strong>s projets spatiaux: PLANCK,<br />
HERSCHEL, SIRTF, XMM-Newton et ISO. Une réflexion est également entamée sur la conception <strong>de</strong> nouveaux<br />
détecteurs pouvant mesurer simultanément plusieurs fréquences, optimisant ainsi l’efficacité <strong>de</strong> mesure<br />
lorsque le temps <strong>de</strong> télescope (qu’il soit sol ou ballon) est compté. L'ensemble « SHERPAS » et Cosmologie<br />
du LAOG, en partenariat avec le CRTBT et l’ISN, doit renforcer le pôle grenoblois du groupement <strong>de</strong><br />
recherche en astroparticules "Cosm’Alpes" ( 14 ). Les besoins en postes au LAOG pour les quatre prochaines<br />
années se situent au niveau d’un chercheur (CNRS, MdC ou CNAP) et d’un ingénieur informatique pour<br />
l’acquisition et le traitement <strong>de</strong> données (<strong>de</strong> type caméra multi-pixels millimétrique).<br />
14 http: //isnpx0162.in2p3.fr/cosmalpes/<br />
116
Chapitre B<br />
Thèmes: Bilan et prospective<br />
10 Histoire <strong>de</strong> l’astronomie ancienne<br />
Permanent: C. Nozières<br />
10.1 Bilan<br />
10.1.1 Vulgarisation<br />
10.1.2 Recherche<br />
Une activité <strong>de</strong> vulgarisation notable relève <strong>de</strong> cette thématique. Elle s’est orienté suivant plusieurs<br />
directions:<br />
• participation à un enseignement d'histoire <strong>de</strong>s sciences dans divers cursus universitaires à Grenoble et à<br />
Besançon. Ouverture en 2001 d'un cours sur l'histoire <strong>de</strong> l'astronomie à l'Université Grenoble I pour les<br />
étudiants <strong>de</strong> licence-maîtrise; ce cours est ouvert à <strong>de</strong>s auditeurs libres.<br />
• présentation, au tournant du millénaire, <strong>de</strong> conférences grand public dans la région Rhône -Alpes sur le<br />
thème <strong>de</strong> la mesure du temps.<br />
• participation aux actions <strong>de</strong> communication au sein du LAOG<br />
• rédaction d'une page "web" pour le site <strong>de</strong> l'Observatoire <strong>de</strong>s Sciences <strong>de</strong> l'Université <strong>de</strong> Grenoble sur<br />
l'astronomie babylonienne.<br />
Un travail <strong>de</strong> recherche portant sur la mesure du temps en Mésopotamie s’est développé pendant ce<br />
<strong>quadriennal</strong>: l'analyse <strong>de</strong>s textes anciens d'astronomie babylonienne concernant le mo<strong>de</strong> d'utilisation <strong>de</strong>s<br />
horloges à eau s'est poursuivie. Elle a donné lieu à un article (C. Michel-Nozières, 2000) publié dans une<br />
revue internationale d'histoire <strong>de</strong>s sciences et <strong>de</strong>s techniques. L'analyse <strong>de</strong>s expériences faites montre que les<br />
textes ne peuvent être interpréter littéralement; nous avons suggéré un mo<strong>de</strong> <strong>de</strong> calibrage <strong>de</strong>s horloges; il<br />
pourrait se révéler dans les mesures <strong>de</strong>s phases <strong>de</strong>s éclipses <strong>de</strong> lune. Une analyse <strong>de</strong>s données d'éclipses<br />
babyloniennes a commencé; elle est toutefois en attente <strong>de</strong> données plus complètes.<br />
10.2 Perspectives<br />
A la suite <strong>de</strong> la rédaction <strong>de</strong> l'article cité ci <strong>de</strong>ssus, <strong>de</strong>s liens ont été établis avec le referee <strong>de</strong> l’article cité,<br />
assyriologue et statisticien à Berlin. C. Nozières travaille actuellement sur <strong>de</strong>s données partielles; elle attend<br />
la publication du prochain article <strong>de</strong> celui-ci, début <strong>2002</strong>, pour être en possession <strong>de</strong> ses résultats et tenter <strong>de</strong><br />
vérifier ses propres hypothèses. Mais l’accès à ce texte ne sera pas suffisant: les données y seront en effet réinterprétées<br />
; or les données brutes sont nécessaires. Afin d'accé<strong>de</strong>r directement aux textes transcrits du<br />
cunéiforme, C. Nozières a entrepris l'étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> cette langue à l'Université <strong>de</strong> Lyon.<br />
117
C - Opérations: bilan et prospective<br />
Images obtenues à 1.257 microns avec le système d'optique adaptative NAOS et sa caméra CONICA, à l'échelle <strong>de</strong><br />
0.01325 arcs/pixel, sur le télescope UT 4 (YEPUN) du VLT <strong>de</strong> l'ESO (Novembre 2001): à gauche, l'image d'une<br />
étoile <strong>de</strong> référence <strong>de</strong> fonction d'appareil; au centre, l'image brute d'un système double, GJ 263, dont les <strong>de</strong>ux<br />
composantes sont séparées <strong>de</strong> 0.030 arcs; à droite, son image déconvoluée <strong>de</strong> la fonction d'appareil du même<br />
système (repris <strong>de</strong> ESO Press Release 25/01; cf. C-1).<br />
Vue du système d'optique adaptative NAOS en cours <strong>de</strong> montage au foyer Nastie sur le télescope YEPUN (UT 4)<br />
du VLT <strong>de</strong> l'ESO (Novembre 2001; photo ESO).
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
1 Optique adaptative<br />
1.1 Personnes impliquées<br />
NAOS<br />
• Permanents :<br />
o Anne Marie Lagrange: responsable scientifique, traitements <strong>de</strong> données<br />
o Jean Luc Beuzit: analyse scientifique, traitements <strong>de</strong> données<br />
o Thierry Forveille: analyse scientifique<br />
o François Ménard: analyse scientifique<br />
o David Mouillet: analyse scientifique, traitements <strong>de</strong> données, contrôle global<br />
o Julien Charton: contrôle instrumental<br />
o Philippe Feautrier: responsable <strong>de</strong> la caméra <strong>de</strong> l’analyseur visible<br />
o Pierre Kern: responsable sous systèmes, intégration statique à Grenoble<br />
o Yves Magnard: conception détaillée, <strong>de</strong>ssins <strong>de</strong> détails<br />
o Pascal Puget: responsable local NAOS, responsable <strong>de</strong>s interfaces<br />
o Patrick Rebous: conception optique générale et détaillée, intégrations<br />
o Eric Stadler: conception mécanique et étu<strong>de</strong>s aux éléments finis<br />
Participation du groupe technique: d’une partie pour la réalisation pratique <strong>de</strong>s instruments, <strong>de</strong> l’ensemble<br />
pour la réalisation, les tests et le montage.<br />
• Thésitifs :<br />
o Gaël Chauvin: analyse scientifique, analyse et caractérisation <strong>de</strong>s performances scientifiques,<br />
traitement <strong>de</strong> données<br />
o Stephan Har<strong>de</strong>r: reconstruction <strong>de</strong> PSF via données du senseur <strong>de</strong> front d’on<strong>de</strong><br />
Développement <strong>de</strong> Micro miroirs Déformables<br />
• Permanents :<br />
o Jean Luc Beuzit: suivi <strong>de</strong> projet, définition instrumentale<br />
o Julien Charton: conception du système <strong>de</strong> contrôle, concept <strong>de</strong> miroirs<br />
o Pierre Kern: suivi <strong>de</strong> projet, définition instrumentale<br />
o Eric Stadler: conception et simulations mécaniques<br />
• Thésitifs ou objecteur:<br />
o Stéphane Gluck: réalisations technologiques au LETI<br />
o Wilfrid Schwartz: thèse au LETI sur <strong>de</strong>s miroirs à actionnement électrostatique<br />
AVES-IMCO: voie parallèle NAOS pour <strong>de</strong>s observations aux longueurs d’on<strong>de</strong> visibles.<br />
• Permanents :<br />
o Jean Luc Beuzit: Co-PI <strong>de</strong> l'instrument, analyse scientifique, responsable dans le projet <strong>de</strong>s<br />
interfaces avec NAOS et CONICA<br />
o Anne Marie Lagrange: Co-responsable scientifique, analyse scientifique<br />
o David Mouillet: analyse scientifique, simulation <strong>de</strong>s performances attendues<br />
o Julien Charton: interfaces électroniques AVES-IMCO / NAOS +CONICA<br />
o Eric Stadler: interfaces mécaniques AVES-IMCO / NAOS +CONICA<br />
• Thésitifs:<br />
o Gaël Chauvin: Simulation <strong>de</strong>s performances attendues, tests<br />
Coronographie et imagerie haute dynamique, système à très grand nombre d’actionneurs<br />
• Permanents :<br />
o David Mouillet: analyse scientifique, prospective VLT, coronographe ADONIS, tests <strong>de</strong> l’instrument<br />
CIA réalisé par l’équipe <strong>de</strong> Jean Gay<br />
o Jean Luc Beuzit: analyse scientifique, coronographe ADONIS, tests <strong>de</strong> l’instrument CIA<br />
o Anne Marie Lagrange: analyse scientifique, coronographe ADONIS<br />
120
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
Polarimétrie<br />
o François Ménard: proposition <strong>de</strong> l’instrument PUE'O NUI au CFHT<br />
o Fabien Malbet: proposition <strong>de</strong> concept pour un instrument spatial.<br />
o Julien Charton: conception <strong>de</strong> systèmes <strong>de</strong> comman<strong>de</strong> pour grand nombre d’actionneurs<br />
o Pierre Kern: suivi <strong>de</strong> développements <strong>de</strong> miroirs déformables associés à ce besoin<br />
o Eric Stadler: conception <strong>de</strong> miroirs déformables à grand nombre d’actionneurs<br />
• Thésitifs:<br />
o Gaël Chauvin: Simulation <strong>de</strong>s performances<br />
• Permanent: François Ménard<br />
• Thésitifs: Gaspard Duchêne<br />
Spectroscopie associée à l’optique adaptative (GRAF, GRIF)<br />
• Permanents :<br />
o Etienne Le Coarer: concept GRAF et GRIF, contrôle, intégration et tests, opération au télescope<br />
(CFHT et 3,6m ESO), prospective<br />
o Almas Chalabaev: GRAF et GRIF, suivi <strong>de</strong> projet & analyse scientifique<br />
« Fédération française Optique Adaptative »<br />
o Pascal Puget: coordinateur, développements technologiques<br />
o Jean Luc Beuzit: développements technologiques, nouveaux concepts<br />
o Pierre Kern: développements technologiques, nouveaux concepts<br />
o Anne Marie Lagrange: chargée <strong>de</strong> mission INSU en charge du suivi.<br />
1.2 Faits saillants<br />
L'intérêt <strong>de</strong> l'imagerie à la limite <strong>de</strong> diffraction <strong>de</strong>s télescopes est évi<strong>de</strong>nt dans tous les domaines <strong>de</strong><br />
l'astrophysique, <strong>de</strong> la planétologie à l'extragalactique et à la cosmologie. Les observations au sol avec<br />
l'optique adaptative ou dans l'espace avec le HST en ont donné <strong>de</strong>s exemples marquants au cours <strong>de</strong> ces dix<br />
<strong>de</strong>rnières années. Dans le domaine <strong>de</strong> l’optique adaptative, les astronomes français ont acquis une avance<br />
significative puisqu’une gran<strong>de</strong> partie <strong>de</strong>s résultats a été obtenue par <strong>de</strong>s équipes françaises au moyen <strong>de</strong>s<br />
instruments qu'ils ont développés. Le LAOG est particulièrement présent dans ces développements tant pour<br />
l’exploitation scientifique que pour le développement instrumental. Pour le programme NAOS, le LAOG<br />
dirige le groupe scientifique. La conception, la réalisation et l’intégration <strong>de</strong> l’instrument lui-même a<br />
constitué l’une <strong>de</strong>s activités majeures au laboratoire ces 5 <strong>de</strong>rnières années.<br />
Pour soutenir les objectifs scientifiques du laboratoire l’effort instrumental entamé sera poursuivi en<br />
particulier pour l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s environnements circumstellaires faibles (disques, compagnons) qui nécessite la<br />
maîtrise <strong>de</strong> techniques d’imagerie à haute dynamique. Ceci nous amènera dès les prochains mois à<br />
considérer <strong>de</strong>s programmes d’optique adaptative visant d’excellents niveaux <strong>de</strong> correction et par conséquent<br />
aussi à poursuivre nos efforts pour le développement <strong>de</strong> miroirs déformables permettant <strong>de</strong> contrôler un très<br />
grand nombre <strong>de</strong> mo<strong>de</strong>s <strong>de</strong> correction. Ces développements visent dans le court terme <strong>de</strong>s moyens<br />
d’observation au sol et à plus long terme une instrumentation spatiale.<br />
1.3 Bilan d’activité<br />
1.3.1 NAOS<br />
Le système d'optique adaptative NAOS permettra début <strong>2002</strong> d'obtenir une excellente qualité d'image sur l'un<br />
<strong>de</strong>s télescopes <strong>de</strong> 8 mètres (YEPUN ou UT4) du VLT, ce qui se traduira non seulement par une excellente<br />
qualité d’image (rapports <strong>de</strong> Strehl atteignant environ 70-80%) dans le domaine proche infrarouge (jusqu’à<br />
la ban<strong>de</strong> J <strong>de</strong> l’atmosphère), mais également par une très bonne résolution spatiale dans le domaine visible.<br />
NAOS est<br />
121
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Installation provisoire, en attente du simulateur <strong>de</strong> foyer Nasmyth du VLT, <strong>de</strong> la bonnette du système d'optique<br />
adaptative NAOS, munie <strong>de</strong>s supports <strong>de</strong>s sous-systèmes opto-mécaniques, dans le hall d'intégration du LAOG<br />
(Avril 2000) en vue <strong>de</strong> l'intégration <strong>de</strong>s sous-systèmes.<br />
Le système d'optique adaptative NAOS installé au foyer Nasmyth du télescope UT4 du VLT/ESO en attente du<br />
montage <strong>de</strong> l'interface avec la caméra CONICA (Novembre 2001; photo ESO).<br />
122
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
Le système d'optique adaptative NAOS installé au foyer Nasmyth du télescope UT4 du VLT/ESO. L'interface<br />
<strong>de</strong>stinée à recevoir la caméra CONICA est installée ainsi que le système mobile du faisceau <strong>de</strong> câbles (Novembre<br />
2001; photo ESO).<br />
Le système d'optique adaptative NAOS et sa caméra CONICA (en rouge) en installés au foyer Nasmyth du<br />
télescope UT4 du VLT/ESO. La plateforme Nasmyth porte la partie non mobile <strong>de</strong> l'électronique (Novembre<br />
2001; photo ESO).<br />
actuellement associé à un spectro-imageur-coronographe, CONICA, fonctionnant dans le domaine infrarouge<br />
proche, <strong>de</strong> 1 à 5 microns. Les simulations conduites durant la phase <strong>de</strong> conception <strong>de</strong> NAOS, confirmées par<br />
les tests en laboratoire, montrent que les capacités du système vont permettre d'ouvrir également le domaine<br />
optique à la haute résolution angulaire: un rapport <strong>de</strong> Strehl <strong>de</strong> l'ordre <strong>de</strong> 20% à 0,9 micron sont<br />
envisageables jusqu'à la ban<strong>de</strong> V, avec, dans les cas <strong>de</strong>s meilleurs "seeing". Une revue <strong>de</strong>s performances<br />
123
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
attendues <strong>de</strong> NAOS et <strong>de</strong>s implications dans les différents domaines astrophysiques, est donnée dans<br />
Lagrange et al. 1998 et 1999; Lagrange et Mouillet, 1999.<br />
NAOS a été réalisé par un consortium français (ONERA, Observatoire <strong>de</strong> Paris, LAOG). Cet instrument a<br />
mobilisé une gran<strong>de</strong> partie <strong>de</strong>s moyens techniques du LAOG pendant pratiquement 4 ans, pour sa<br />
conception, sa réalisation et son intégration. Le laboratoire a également exercé la responsabilité du groupe<br />
scientifique du programme. Nous avions en charge l’essentiel <strong>de</strong> la mécanique, l’ensemble <strong>de</strong> l’optique, la<br />
gestion <strong>de</strong>s interfaces ainsi que certains sous systèmes comme l’analyseur <strong>de</strong> surface d’on<strong>de</strong> visible, le<br />
système <strong>de</strong> contrôle instrumental. Les intégrations, tests et qualification <strong>de</strong> l’instrument en mo<strong>de</strong> statique ont<br />
été réalisés au laboratoire qui a développé pour cette occasion <strong>de</strong>s moyens spécifiques.<br />
La définition <strong>de</strong>s procédures <strong>de</strong> préparation <strong>de</strong>s observations et d'opération <strong>de</strong> l’instrument a <strong>de</strong>mandé un<br />
travail spécifique important s’appuyant sur une bonne connaissance <strong>de</strong>s besoins utilisateurs et <strong>de</strong><br />
l’instrument. Ceci est essentiellement dû au fait que NAOS est un système d’optique adaptative avec un<br />
nombre important <strong>de</strong> configurations d’une part et d’autre part qu’il doit être ouvert à une très large<br />
communauté et opéré dans le cadre très standardisé <strong>de</strong> l’ensemble <strong>de</strong>s instruments VLT.<br />
1.3.2 Coronographie et imagerie haute dynamique<br />
1.3.3 Polarimètre<br />
1.3.4 GRAF et GRIF<br />
Ces <strong>de</strong>rnières années ont vu la finalisation <strong>de</strong>s tests et caractérisations du coronographe réalisé pour l'optique<br />
adaptative <strong>de</strong> l ESO ADONIS. Cet instrument est rentré dans une phase d’observations ouvertes à l’ensemble<br />
<strong>de</strong> la communauté permettant d'obtenir <strong>de</strong>s résultats publiés par <strong>de</strong>s équipes variées, sur la détection <strong>de</strong><br />
compagnons <strong>de</strong> faibles masse et <strong>de</strong> disques circumstellaires. Cette expérience a également guidé le<br />
dimensionnement <strong>de</strong> masques coronographiques <strong>de</strong>rrière d'autres systèmes d’optique adaptative (PUE'O dans<br />
l’instrument GRIF, et NAOS, dans la caméra CONICA). Le LAOG a été impliqué dans l'utilisation <strong>de</strong> nouveaux<br />
concepts coronographiques proposés récemment par une équipe niçoise (Baudoz et al), cherchant à éliminer<br />
sur l’ensemble du champ l'énergie cohérente provenant <strong>de</strong> la direction définie par l’axe optique. Nous avons<br />
participé à <strong>de</strong>s observations au CFHT pour tester ce mo<strong>de</strong>. Nous déduisons, en accord avec <strong>de</strong>s prédictions<br />
théoriques, l’intérêt <strong>de</strong> ce type d’instruments sous la condition que le système d’optique adaptative donne<br />
une très bonne correction d’une part, et que <strong>de</strong>s procédures observationnelles efficaces adaptées soient<br />
disponibles d’autre part.<br />
Des réflexions ont déjà commencé au LAOG sur l’intérêt et la faisabilité <strong>de</strong> système d’optique adaptative<br />
plus performants visant <strong>de</strong>s applications aux longueurs d’on<strong>de</strong> visibles et l’imagerie avec une dynamique<br />
encore plus élevée. Le but astrophysique est la détection d’environnements (disques compagnons) et d’objets<br />
encore plus faibles (i.e. exo-planètes).<br />
Des chercheurs du LAOG ont travaille ont travaillé à la modélisation d'images polarimétriques obtenues (par<br />
D. Potter, IfA) avec HOKUPA'A sur Gemini Nord <strong>de</strong> disques d'accrétion entourant quelques étoiles T-Tauri.<br />
Les résultats sont en cours d'analyse, mais semblent déjà indiquer la possibilité d'augmenter le contraste <strong>de</strong>s<br />
images, donc <strong>de</strong> repousser les limites <strong>de</strong> détection, par l'utilisation <strong>de</strong> polariseurs adéquats.<br />
Le LAOG a construit le premier instrument <strong>de</strong> spectro-imagerie pour l'optique adaptative (obtention<br />
simultanée d'une collection d’images <strong>de</strong> différentes longueurs d'on<strong>de</strong>) qui a obtenu 30 nuits d'observation sur<br />
le télescope <strong>de</strong> 3m60. Une autre version <strong>de</strong> cet instrument est installée sur l'optique adaptative du télescope<br />
CFHT et en cours <strong>de</strong> tests avant d’être ouvert à la communauté.<br />
L'expertise conjointe dans l'OA et l'instrumentation spectroscopique présente au LAOG a pu permettre<br />
l'innovation <strong>de</strong> ces mo<strong>de</strong>s d'observation. Nous envisageons maintenant <strong>de</strong> proposer un instrument spectroimageur<br />
très ambitieux qui sera présenté à l'appel d'offre <strong>de</strong>s instruments <strong>de</strong> secon<strong>de</strong> génération du VLT.<br />
1.3.5 R&T pour MMD (microMiroirs Déformables)<br />
Depuis 1996 le LAOG est impliqué dans plusieurs actions <strong>de</strong> R&T liées à l'utilisation <strong>de</strong> la micro-optique<br />
(MOEMS: Micro Opto-Electro-Mechanical Systems) pour l'astronomie. Ces actions s'appuient sur un<br />
124
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
contexte particulièrement favorable dans la région grenobloise. L'instrumentation pour l'astronomie impose<br />
l'association <strong>de</strong> nombreuses fonctions qui conduisent à <strong>de</strong>s systèmes complexes et généralement<br />
encombrants. Cet encombrement est souvent incompatible avec les contraintes <strong>de</strong>s expériences à réaliser:<br />
place disponible au foyer <strong>de</strong>s télescopes, charges utiles induites que ce soit pour <strong>de</strong>s instruments au sol ou<br />
<strong>de</strong>s instruments embarqués sur satellites, besoin <strong>de</strong> refroidir l'ensemble d'un instrument à l'intérieur d'un<br />
cryostat.<br />
Modélisation aux éléments finis d'un actionneur électromécanique simple <strong>de</strong> micro-mirroir déformable faite avec<br />
le logiciel <strong>de</strong> CAO I-DEAS qui permet notamment <strong>de</strong> simuler le comportement mécanique dans le domaine <strong>de</strong> la<br />
statique linéaire (LAOG).<br />
Etu<strong>de</strong> avec le logiciel I-DEAS du couplage entre l'action <strong>de</strong> plusieurs actionneurs électrostatiques agissant sur<br />
une membrane souple, caractérisés par le logiciel Coventorware qui permet notamment <strong>de</strong> simuler les couplages<br />
électro-mécaniques non-linéaires en jeu dans les dispositifs MEMS. (LAOG).<br />
L'application <strong>de</strong>s MOEMS pour l'instrumentation à moyen et long termes ouvre <strong>de</strong>s perspectives<br />
radicalement nouvelles. Outre la possibilité d'atteindre <strong>de</strong>s niveaux <strong>de</strong> miniaturisation exceptionnels, elle<br />
permet l'utilisation <strong>de</strong> nouvelles fonctionnalités intégrables évoluées dans <strong>de</strong>s concepts originaux, conduisant<br />
à <strong>de</strong>s modules compacts: micro actionneurs, micro-composants optiques, matrice <strong>de</strong> fonctions passives ou<br />
actives, intégration <strong>de</strong>s capteurs dans le système.<br />
Ce type <strong>de</strong> technologie doit permettre <strong>de</strong>s concepts nouveaux pour <strong>de</strong>s associations d’instruments complexes<br />
(optique adaptative / spectrographe / caméra sur télescope géant) visant à atteindre <strong>de</strong>s volumes très réduits,<br />
capable <strong>de</strong> faciliter le cas échéant une implantation dans un cryostat pour <strong>de</strong>s instruments fonctionnant dans<br />
l'infrarouge. De tels concepts sont déjà appliqués en interférométrie. Un gain significatif est envisagé en<br />
125
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
termes <strong>de</strong> performances, d'encombrement et <strong>de</strong> coût pour <strong>de</strong>s moyens d'observation au sol et plus encore<br />
pour les moyens spatiaux.<br />
Notre premier développement, essentiel pour atteindre nos objectifs instrumentaux à court et moyen termes,<br />
concerne la réalisation <strong>de</strong> micro-miroirs déformables (MMD).<br />
Une première action a déjà donné lieu à une thèse (Claire Divoux 1998) au LEG/ENSIEG, pour la réalisation<br />
d'une maquette fonctionnelle d'un dispositif électromagnétique (collaboration entre le LPMO à Besançon,<br />
l'IEMN à Lille, le LEG à Grenoble). Cette action se poursuit dans le cadre d’une ACI blanche du MENRT<br />
accordée en 1999.<br />
Une secon<strong>de</strong> action a démarré à l’automne 2000 par une thèse CIFRE (Wilfrid Schwartz) financée par<br />
CILAS pour un développement au département CEMO du LETI à Grenoble d'une maquette <strong>de</strong> miroir<br />
déformable utilisant <strong>de</strong>s actionneurs électrostatiques. Dans ces programmes, le LAOG intervient pour la<br />
définition du cahier <strong>de</strong>s charges, le suivi scientifique, la conception et la modélisation et enfin pour les<br />
phases <strong>de</strong> qualification et <strong>de</strong> contrôle. Les tâches <strong>de</strong> réalisation technologique se font au moyen <strong>de</strong>s<br />
équipements <strong>de</strong>s laboratoires partenaires. Le LAOG fournit une main d'œuvre <strong>de</strong> soutien pour ces phases<br />
technologiques, en particulier au LETI, par la participation effective <strong>de</strong> permanents du laboratoire pour la<br />
conception (mécanique et système <strong>de</strong> comman<strong>de</strong>) la modélisation et la réalisation.<br />
1.3.6 Traitement <strong>de</strong> données OA<br />
Au vu <strong>de</strong> l’implication du LAOG sur NAOS, il est apparu important d'introduire à Grenoble une compétence<br />
pour résoudre les problèmes <strong>de</strong> calibrage en optique adaptative. L’objectif <strong>de</strong> la thèse <strong>de</strong> Stephan Har<strong>de</strong>r<br />
était <strong>de</strong> traiter les questions liées à la reconstruction <strong>de</strong> la fonction <strong>de</strong> transfert en Optique Adaptative à partir<br />
<strong>de</strong>s mesures du senseur <strong>de</strong> front d'on<strong>de</strong>. Nous avons adapté et appliqué le formalisme déjà étudié par Jean<br />
Pierre Vérane pour PUE'O au CFHT, basé sur un senseur <strong>de</strong> type courbure, au système ADONIS, basé sur un<br />
senseur <strong>de</strong> type Shack-Hartmann. Ce type <strong>de</strong> reconstruction a pour but, <strong>de</strong> permettre <strong>de</strong>s estimations <strong>de</strong><br />
Fonction d’étalement <strong>de</strong> Point (FEP) et par suite une déconvolution pour améliorer la qualité <strong>de</strong> l'image, par<br />
exemple pour la détection <strong>de</strong> structures diffuses, même en l'absence d'objets ponctuels <strong>de</strong> référence dans le<br />
champ. Les résultats obtenus montrent que les fonctions <strong>de</strong> transfert calculées et expérimentales fournissent<br />
<strong>de</strong>s images déconvoluées <strong>de</strong> qualité similaire.<br />
Le co<strong>de</strong> documenté et testé sur <strong>de</strong>s données a été fourni à l ESOet testé avec succès sur <strong>de</strong>s données simulées<br />
<strong>de</strong> NAOS (travail <strong>de</strong> Stephan Har<strong>de</strong>r à la suite <strong>de</strong> sa thèse).<br />
1.4 Prospective<br />
1.4.1 OA gran<strong>de</strong> dynamique<br />
En plus d'améliorer la résolution <strong>de</strong>s images, l'OA réduit considérablement l’énergie (ainsi que sa variabilité)<br />
dans l'environnement proche d'une source brillante. La coronographie peut <strong>de</strong>venir d'autant plus performante<br />
que l'énergie d'un tel objet brillant est ainsi confinée et stabilisée pour observer <strong>de</strong>s objets très faibles à une<br />
distance limitée par la diffraction du télescope. Nous avons souligné tout l'intérêt d'une optique adaptative<br />
aux performances optimales, dans le cas favorable qui nous intéresse ici d'un champ faible autour d'un objet<br />
brillant. Plusieurs équipes sont concernées par un tel instrument.<br />
L’amélioration <strong>de</strong>s performances visée passe par une correction d’un plus grand nombre <strong>de</strong> mo<strong>de</strong>s par<br />
rapport aux instruments existants, éventuellement au détriment <strong>de</strong> la magnitu<strong>de</strong> limite du système.<br />
L’augmentation induite du nombre d’actionneurs pour le miroir déformable nécessite <strong>de</strong>s choix<br />
technologiques parfois nouveaux pour conserver un encombrement compatible avec l’environnement<br />
instrumental. Certains instruments envisagés peuvent comporter jusqu’à 1000 actionneurs. Les microtechnologies<br />
fournissent dans ce cas une solution intéressante pour atteindre les performances requises. Une<br />
ban<strong>de</strong> passante accrue est également requise dans ce type d’instrument.<br />
De tels développements concernent dans le court terme l’équipement du VLT et du CFHT avec une optique<br />
adaptative <strong>de</strong> performance accrue :<br />
126
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
• François Ménard et Olivier Lai (CFHT) ont soumis a l'assemblée annuelle <strong>de</strong>s utilisateurs et au Science<br />
Advisory committee (SAC) du TCFH une proposition d'amélioration du système d'optique adaptative<br />
PUE'O. Le plan propose le passage à un système <strong>de</strong> courbure à 104 éléments permettant d'obtenir <strong>de</strong>s<br />
rapports <strong>de</strong> Strehl très élevés (> 95%) dans l'infrarouge (H et K) et d'atteindre la limite <strong>de</strong> diffraction<br />
dans le visible, au moins jusqu'à H-alpha. Des simulations numériques <strong>de</strong>s performances ainsi qu'une<br />
<strong>de</strong>scription <strong>de</strong>s créneaux scientifiques qui <strong>de</strong>viendraient accessibles sont disponibles dans le document<br />
présente au SAC. L'intérêt d'une telle plate-forme technologique pour la préparation <strong>de</strong>s instruments qui<br />
équiperont les futurs tres grands télescopes est aussi discuté.<br />
• Cette logique s’inscrit bien dans le cadre <strong>de</strong> l’appel à idées émis par l’ESO en novembre 2001pour<br />
l’instrumentation <strong>de</strong> secon<strong>de</strong> génération du VLT. L’instrument envisagé dans le document ESO<br />
correspond à celui proposé par David Mouillet lors du workshop ESO préparatoire <strong>de</strong> juin 2001.<br />
Dans le long terme, <strong>de</strong>s applications spatiales sont considérées comme une extension <strong>de</strong> ce domaine<br />
d’investigation.<br />
1.4.2 AVES – IMCO<br />
L'intérêt d'accé<strong>de</strong>r au domaine visible <strong>de</strong>rrière un système d'optique adaptative est multiple:<br />
• Améliorer la résolution spatiale <strong>de</strong>s images. Dans le cas <strong>de</strong> NAOS, la limite <strong>de</strong> résolution sera <strong>de</strong> 60<br />
milliarcsec en ban<strong>de</strong> K (2,2 microns) et <strong>de</strong> 20 milliarcsec en ban<strong>de</strong> I (0,83 micron).<br />
• Tirer le meilleur profit <strong>de</strong>s performances <strong>de</strong>s détecteurs visibles, aujourd'hui encore supérieures à celles<br />
<strong>de</strong>s détecteurs infrarouges (bruit <strong>de</strong> lecture <strong>de</strong> l'ordre <strong>de</strong> 80 électrons pour CONICA, comparé à un bruit<br />
souvent inférieur à 5 électrons pour les détecteurs visibles), permettant <strong>de</strong> repousser la limite <strong>de</strong><br />
détection, particulièrement critique en coronographie ou en spectroscopie.<br />
• Etendre le domaine <strong>de</strong> longueur d'on<strong>de</strong> vers le visible et rendre possible <strong>de</strong>s comparaisons entre les<br />
images obtenues dans le visible et l’infrarouge.<br />
Ces constatations nous ont poussés à concevoir dans NAOS, outre le foyer pour CONICA (spectro-imageur IR),<br />
une sortie additionnelle permettant l’implantation d’une voie pouvant accueillir un instrument fonctionnant<br />
dans le domaine visible. Elles nous ont également incités à envisager un imageur-coronographe qui pourrait<br />
être installé sur cette voie parallèle. Un masque <strong>de</strong> Lyot et un coronographe permettraient en outre d'obtenir<br />
<strong>de</strong>s images haute dynamique. Il apparaît que la réalisation complète <strong>de</strong> cet instrument est difficile à<br />
envisager en interne, étant donné le plan <strong>de</strong> charge <strong>de</strong>s ingénieurs et techniciens du laboratoire pour les<br />
prochaines années. Parallèlement, un consortium italien développait l'idée <strong>de</strong> construire un spectrographe<br />
AVES <strong>de</strong> résolution ~ 17000, <strong>de</strong>stiné à l'observation <strong>de</strong> sources faibles (jusqu'à V = 22) qui serait couplé à<br />
NAOS.<br />
Etant données les contraintes (poids, moment, encombrement) sur l'instrument parallèle, et le fait que<br />
l'imageur-coronographe et le spectrographe auront besoin du même type <strong>de</strong> détecteur, les équipes italiennes<br />
et françaises ont décidé d'associer les <strong>de</strong>ux projets en un seul. Ceci nous permet maintenant d'envisager sur la<br />
voie parallèle <strong>de</strong> NAOS, un instrument multifonctions dont l'utilisation sera optimisée en fonction <strong>de</strong>s<br />
conditions <strong>de</strong> "seeing".<br />
En parallèle, l'ESO a publié un appel à propositions pour équiper la voie parallèle <strong>de</strong> NAOS d'un instrument<br />
<strong>de</strong> type visiteur. En réponse nous avons soumis à l'ESO une proposition technique complète pour AVES-<br />
IMCO, avec un premier programme scientifique. Ces documents ont été présentés au STC <strong>de</strong> l'ESO en<br />
octobre 2001 qui a nommé un groupe d'experts chargés d'étudier le dossier. Nous espérons donc une réponse<br />
<strong>de</strong> l'ESO dans les mois à venir.<br />
1.4.3 R&T Micro miroirs déformables<br />
Les MOEMS, domaine actuellement en pleine émergence peuvent répondre dans le moyen terme à beaucoup<br />
<strong>de</strong> nos besoins. L'environnement industriel et <strong>de</strong> la recherche à Grenoble est très favorable pour mener <strong>de</strong>s<br />
actions <strong>de</strong> fond sur le sujet.<br />
Des développements spécifiques à nos besoins nous permettront d’utiliser les micro-technologies pour la<br />
prochaine génération d’instruments dédiée au VLT, aux futurs ELT et aux applications spatiales. Un pôle <strong>de</strong><br />
recherche en interférométrie utilisant l'optique guidée sur substrats planaires existe déjà au laboratoire Ce<br />
127
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
pôle nous a permis <strong>de</strong> tisser <strong>de</strong>s liens étroits avec les partenaires grenoblois spécialistes <strong>de</strong>s microtechnologies<br />
dans le domaine <strong>de</strong> la recherche (LEMO/INPG, CEA/LETI/DMITEC, IRCOM) et dans le<br />
domaine industriel (GeeO, Teem Photonics, CSO).<br />
Dans ce sens, nous avons initié plusieurs actions en collaborations avec <strong>de</strong>s laboratoires spécialistes <strong>de</strong>s<br />
MOEMS ou nécessaires à leur mise en œuvre (LEG/INPG, LPMO, IEMN d'une part pour la réalisation <strong>de</strong><br />
miroirs déformables utilisant <strong>de</strong>s actionneurs magnétiques, et CEA/LETI/CEMO pour la réalisation <strong>de</strong><br />
miroirs déformables à actionneurs électrostatiques en lien avec CILAS comme industriel partenaire). Ces<br />
actions nous permettent <strong>de</strong> participer activement à la définition et à la réalisation <strong>de</strong> composants spécifiques<br />
à nos besoins. L’objectif est d’acquérir toutes les compétences nécessaires pour réaliser un système d'optique<br />
adaptative <strong>de</strong> nouvelle génération et bien entendu <strong>de</strong> réaliser <strong>de</strong>s composants directement utilisable pour<br />
l’instrumentation en astronomie.<br />
Nous visons dans ces développements plusieurs objectifs précis:<br />
• Pour certaines applications astrophysiques visées le pas <strong>de</strong>s actionneurs <strong>de</strong>s miroirs déformables<br />
actuellement disponibles sur le marché conduit, lorsque l’on souhaite un très haut niveau <strong>de</strong> correction, à<br />
<strong>de</strong>s dimensions <strong>de</strong> miroir importantes qui se répercutent sur l’ensemble <strong>de</strong> l’instrument, jusqu’à être<br />
rédhibitoire pour les applications spatiales. La disponibilité <strong>de</strong> MMDs permet <strong>de</strong> répondre à ces<br />
contraintes <strong>de</strong> compacité mais aussi <strong>de</strong> réduire significativement les coûts <strong>de</strong> fabrication.<br />
• Nous souhaitons disposer <strong>de</strong> miroirs <strong>de</strong> petite taille s’intégrant plus facilement dans une instrumentation<br />
globale, ou pour <strong>de</strong>s télescopes <strong>de</strong> petite taille (interférométrie, équipement <strong>de</strong>s télescopes <strong>de</strong> la classe 2-<br />
4m).<br />
• Enfin pour étendre le domaine d’application <strong>de</strong> l’optique adaptative il est nécessaire <strong>de</strong> réduire les coûts<br />
<strong>de</strong> ces dispositifs, ou <strong>de</strong> leur environnement induit (montage opto-mécanique et contrôle<br />
essentiellement).<br />
• Nous souhaitons enfin initier les développements requis pour l’optique adaptative <strong>de</strong>s télescopes <strong>de</strong> très<br />
gran<strong>de</strong> taille (30-100m).<br />
En conséquence, pour répondre globalement à nos besoins futurs, le LAOG en lien avec nos partenaires<br />
technologues investissons <strong>de</strong>puis quelques années dans le domaine <strong>de</strong>s micro-technologies et nous<br />
souhaitons renforcer nos équipes avec <strong>de</strong>s personnes possédant <strong>de</strong>s compétences interdisciplinaires qui<br />
n'existent pas encore dans les laboratoires d’astronomie.<br />
1.4.4 Structure Optique Adaptative<br />
Suite aux journées <strong>de</strong> la SF2A <strong>de</strong> juin 2001, a émergé le besoin <strong>de</strong> structurer la communauté Optique<br />
adaptative française (Systèmes pour les très grands télescopes, MMDs, MCAO, concepts instrumentaux,<br />
traitements d'images...) par une structure visible qui puisse disposer <strong>de</strong> moyens financiers et humains<br />
i<strong>de</strong>ntifiés et ciblés sur ces objectifs capable également <strong>de</strong> regrouper <strong>de</strong>s partenaires hors SDU.<br />
Le LAOG participe activement à cette réflexion. Un groupe <strong>de</strong> recherche <strong>de</strong> structure coordonnés par Pascal<br />
Puget a été mis en place.<br />
Si les objectifs prioritaires du point <strong>de</strong> vue du LAOG concernent nos développements R&T liés à<br />
l’instrumentation pour l’astronomie (futurs grands télescopes, OA pour interféromètres, OA intégrée aux<br />
instruments <strong>de</strong> future génération, …). D’autres disciplines sont également considérées (laser, ophtalmologie,<br />
...) non seulement comme justification <strong>de</strong>s développements à mener pour obtenir les supports indispensables<br />
en moyens financiers et humains, mais aussi pour les contributions que <strong>de</strong> nouveaux partenaires peuvent<br />
apporter dans nos développements.<br />
Cette fédération concerne actuellement <strong>de</strong>s laboratoires français travaillant sur l’optique adaptative mais<br />
aussi <strong>de</strong>s partenaires hors SDU qui représentent <strong>de</strong>s entités très différentes: laboratoires CNRS STIC ou<br />
SPM impliqués dans <strong>de</strong>s actions <strong>de</strong> R&T, organismes <strong>de</strong> recherche publics ONERA ou CEA, avec lesquels<br />
une collaboration importante existe déjà. Elle concerne aussi <strong>de</strong>s PME/PMI, soit pour certaines actions <strong>de</strong><br />
R&T, soit pour les développements futurs qu'il peut être intéressant (voir nécessaire) d'associer dans la phase<br />
actuelle. Les collaborations pourraient aussi s‘étendre à d’autres organismes: l’INRIA pour les aspects<br />
contrôle comman<strong>de</strong>, l’INSERM pour les applications à l’ophtalmologie et l’imagerie médicale d’une façon<br />
plus large.<br />
128
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
1.4.5 Implications sur système OA pour NG-CFHT et ELT<br />
Les premières étu<strong>de</strong>s <strong>de</strong>s futurs très grands télescopes montrent qu’ils ne seront correctement exploitables<br />
que moyennant un système d’optique adaptative performant dont la réalisation constitue l’un <strong>de</strong>s points durs<br />
technologiques <strong>de</strong> ces programmes. Cet aspect sera abordé au LAOG et au sein <strong>de</strong> la structure optique<br />
adaptative. Au LAOG nous travaillerons sur les composants à base <strong>de</strong> technologie MOEMS, mais également<br />
en collaboration avec l’observatoire <strong>de</strong> Marseille sur les développements système.<br />
129
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
2 Spectro-imagerie avec optique adaptative<br />
2.1 Personnes impliquées<br />
Le groupe instrumental <strong>de</strong> spectroscopie (« GIS») du LAOG comprend A. Chalabaev (CR), E. le Coarer<br />
(IR) et P. Rabou (IR). A titre temporaire, en 1998-2001, ont contribué à l'activité du groupe, D. Le Mignant<br />
(Thèse <strong>de</strong> Doctorat 1999, actuellement dans l’équipe <strong>de</strong>s télescopes KECK, USA) et L. Trouboul (étudiant en<br />
Thèse).<br />
Le « GIS» a <strong>de</strong>s liens forts avec d'autres composantes du LAOG (instrumentation, observations,<br />
modélisation).<br />
L'axe principal du groupe est la conception <strong>de</strong>s spectrographes intégraux <strong>de</strong> champs tenant compte <strong>de</strong>s<br />
spécificités <strong>de</strong>s techniques <strong>de</strong> haute résolution angulaire, notamment celles <strong>de</strong> l'optique adaptative.<br />
2.2 Faits saillants<br />
En 1998-2001, nous avons conçu, mis en oeuvre et exploité un <strong>de</strong>s premiers spectro-imageurs <strong>de</strong> l'optique<br />
adaptative, GRAF, utilisé au télescope <strong>de</strong> 3,6 m <strong>de</strong> l'ESO avec ADONIS. Fort <strong>de</strong> cette expérience, nous avons<br />
contribué à la construction d'un autre spectro-imageur, GRIF, en collaboration avec les observatoires <strong>de</strong><br />
Paris-Meudon, et <strong>de</strong> Laval (Canada), et qui vient d'être mis en exploitation au télescope CFH à Hawaii.<br />
2.3 Bilan<br />
2.3.1 Spectro-imageur GRAF<br />
L'instrument GRAF a été conçu et réalisé au LAOG en 1995-97. C'est un <strong>de</strong>s premiers spectrographes<br />
construit pour combiner la spectroscopie avec l'imagerie haute résolution angulaire fournie par l'optique<br />
adaptative. De 1998 à 2001, il a été exploité avec succès au télescope <strong>de</strong> 3,6m <strong>de</strong> l'ESO au Chili sur une<br />
dizaine <strong>de</strong> programmes astrophysiques (étoiles binaires et environnement circumstellaire). La réduction <strong>de</strong>s<br />
riches données obtenues au télescope est complexe et est encore en gran<strong>de</strong> partie en cours. Toutefois, les<br />
premiers résultats ont fait l'objet <strong>de</strong> communications en colloques internationaux (Chalabaev et al. 1999,<br />
Trouboul et al. 1999).<br />
Une illustration en est donnée sur l’image ci-<strong>de</strong>ssous représentant une <strong>de</strong>s trames constituant le "cube" <strong>de</strong>s<br />
données obtenues à l'ai<strong>de</strong> <strong>de</strong> GRAF sur l'étoile éruptive Eta Car dans le domaine spectral 1668-1692 nm. Enhaut,<br />
le champ <strong>de</strong> l'observation et le spectre à longue fente du milieu du champ. En-bas, la trame à gauche<br />
est une observation rectifiée pour les effets du détecteur NICMOS (courant d'obscurité, variations <strong>de</strong><br />
sensibilité, interférences instrumentales). La trame contient 9 images <strong>de</strong> 0,9" x 9 " et une ban<strong>de</strong> spectrale <strong>de</strong><br />
1.6 nm (R spectrale 10000). Les longueurs d'on<strong>de</strong>s <strong>de</strong>s images sont distantes <strong>de</strong> 17 nm environ. En les<br />
faisant varier, on recouvre la totalité du domaine spectral correctement échantillonné, l'observation entière<br />
étant un cube <strong>de</strong> 48 trames. Au milieu et à droite: La même trame traitée par l'algorithme <strong>de</strong> déconvolution<br />
<strong>de</strong> Lucy-Richardson, donnée, au milieu, en échelle linéaire d'intensité, et à droite, en échelle logarithmique.<br />
L'image <strong>de</strong> l'étoile dans le fond continu, (n°2 1670.4 nm) a été utilisée comme fonction d'étalement <strong>de</strong> point<br />
(auto-calibrage). On voit les objets B,C et D à droite <strong>de</strong> l'étoile, et la source IR à gauche. La résolution<br />
spatiale est <strong>de</strong> 0,1".<br />
2.3.2 Spectro-imageur GRIF<br />
Mis à part les aspects purement astrophysiques, les conclusions du projet GRAF en tant qu'une <strong>de</strong>s premières<br />
expériences <strong>de</strong> combinaison <strong>de</strong> la spectroscopie avec l'optique adaptative ont servi pour l’optimisation du<br />
130
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
spectro-imageur compact et refroidi GRIF, installé au télescope CFH (voir Clenet et al 2001). Le « GIS » y a<br />
activement participé tant dans la conception que dans la fabrication, l'intégration et les tests au télescope.<br />
1670<br />
1675<br />
-[FeII] 1676.9 nm<br />
0.86”<br />
0.2” = 500 a.u.<br />
E<br />
“Weigelt” knots<br />
Eta Car<br />
N<br />
Wavelength (nm)<br />
1680<br />
- FeII 1678.3 nm<br />
- Br11 1680.6 nm<br />
SW “dusty” knot<br />
1685<br />
- FeII 1687.3 nm<br />
1690<br />
-1.0<br />
0.0<br />
Position (arcsec)<br />
1.0<br />
#1<br />
1667.6 nm<br />
δλ = 0.16 nm<br />
0.86”<br />
#2<br />
1670.4<br />
#3<br />
1673.1<br />
#6<br />
1676.0<br />
#5<br />
1678.8<br />
#6<br />
1681.6<br />
#7<br />
1684.4<br />
#8<br />
1687.3<br />
#9<br />
1690.1<br />
-1.0<br />
0.0<br />
arcsec<br />
1.0<br />
-1.0<br />
0.0<br />
arcsec<br />
1.0<br />
-1.0<br />
0.0<br />
arcsec<br />
1.0<br />
Données GRAF obtenues sur Eta Car (cf. texte) avec le 3.60m <strong>de</strong> l’ESO.<br />
131
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
2.4 Prospective<br />
LAOG<br />
2.4.1 Spectro-imageur GRAF<br />
La réduction <strong>de</strong>s données GRAF, leur exploitation astrophysique et la publication se poursuivront en <strong>2002</strong>-<br />
2003. Des résultats importants ont été obtenus sur l'étoile éruptive Eta Car (Chalabaev et al), les régions HII<br />
ultra-compactes (Steklum et al), les binaires contenant Ae/Be <strong>de</strong> Herbig (Bouvier et al), T Tau (Monin et al),<br />
naines M (Perrier et al).<br />
2.4.2 Spectro-imageur GRIF<br />
A la différence <strong>de</strong> GRAF, l'élément dispersif <strong>de</strong> GRIF, un grism, est installé dans un cryostat et refroidi, <strong>de</strong> ce<br />
fait ce spectro-imageur est beaucoup plus sensible en flux que GRAF, mais avec une résolution spectrale<br />
moins élevée. Il sera exploité par divers groupes pour étudier les objets faibles, les galaxies, les étoiles<br />
naines. Nous apporterons un soutien technique pour certaines observations et la réduction <strong>de</strong>s données.<br />
2.4.3 Voie spectrale <strong>de</strong> l'instrument "Planet Fin<strong>de</strong>r" du VLT<br />
Nous contribuons à la réponse française à l'appel d'offre pour l'instrument "Planet Fin<strong>de</strong>r" (VLT-PF) <strong>de</strong> la<br />
2ème génération <strong>de</strong>s instruments du VLT. Il s'agit d'un instrument ayant une optique adaptative <strong>de</strong> très haute<br />
performance (haut contraste, haute dynamique) capable <strong>de</strong> détecter et d'étudier les planètes autours d'étoiles<br />
proches. Le « GIS » prône l'ajout d'un spectrographe dans cet instrument. Nous pensons en effet que, d'une<br />
part, une fois la détection d'une planète faite à l'ai<strong>de</strong> <strong>de</strong> l'imagerie en ban<strong>de</strong> large, nous aurons beaucoup à<br />
gagner à obtenir son spectre et donc les informations sur la composition et les conditions physiques <strong>de</strong><br />
l'atmosphère planétaire. D'autre part, la spectroscopie dans les ban<strong>de</strong>s spectrales appropriées pourrait<br />
contribuer à la détection même <strong>de</strong> la planète. Le spectrographe doit répondre aux exigences <strong>de</strong> hautes<br />
performances <strong>de</strong> l'ensemble, en particulier, en termes <strong>de</strong> haute dynamique et <strong>de</strong> détectabilité, ce qui constitue<br />
un aspect instrumental original, car ces exigences sont rarement <strong>de</strong>mandées aux spectrographes. Un autre<br />
aspect original est l'observation simultanée en plusieurs ban<strong>de</strong>s larges, dont la conception pourrait aussi être<br />
à la charge du GIS.<br />
132
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
3 Interférométrie optique<br />
3.1 Personnes impliquées<br />
• Permanents: Alain Chelli (AMBER), Anne Dutrey (MIDI), Gilles Duvert (AMBER), Thierry Forveille<br />
(AMBER), Didier Fraix-Burnet (AMBER), Laurence Gluck (AMBER), Pierre Kern (IONIC, DARWIN),<br />
Etienne Le Coarer (AMBER), Fabien Malbet (AMBER, IONIC, DARWIN), Jean-Louis Monin (AMBER),<br />
David Mouillet (AMBER), Karine Perraut (AMBER, IONIC), Christian Perrier (AMBER, DARWIN), Pascal<br />
Puget (AMBER, DARWIN).<br />
Le groupe technique est également associé en tout ou partie (AMBER, IONIC).<br />
• Thésitifs: Magny (IONIC), Pierre Haguenau (IONIC, DARWIN), Laurent (IONIC), Meg (AMBER), Tatillon<br />
(AMBER)<br />
• Post-docs: Berger, Ségransan<br />
3.2 Faits saillants<br />
L’interférométrie est l’activité instrumentale du LAOG qui a le plus évolué à la hausse <strong>de</strong>puis 1999. Cette<br />
activité transversale aux thématiques astrophysiques du laboratoire regroupe la participation à un grand<br />
projet européen, la construction <strong>de</strong> l’instrument AMBER du Very Large Telescope Interferometer, VLTI en<br />
abrégé, (gestion projet, direction scientifique, développements logiciels, intégration et tests), le<br />
développement <strong>de</strong> l’optique intégrée, une technologie totalement nouvelle appliquée à l’interférométrie ainsi<br />
que la participation <strong>de</strong>s membres du laboratoires aux différents efforts interférométriques dans le mon<strong>de</strong><br />
(intégration <strong>de</strong> REGAIN sur GI2T, mo<strong>de</strong> polarimétrique <strong>de</strong> GI2T, développements instrumentaux sur les<br />
interféromètres IOTA et PTI, prototypes et banc <strong>de</strong> qualification DARWIN).<br />
Les faits marquants du <strong>quadriennal</strong> 1999-<strong>2002</strong> sont:<br />
• Premières observations d’étoiles jeunes et <strong>de</strong> naines rouges avec les interféromètres infrarouges (cf.<br />
thématique étoiles jeunes et étoiles <strong>de</strong> faible masse).<br />
• Étu<strong>de</strong> et réalisation <strong>de</strong> l’instrument AMBER, l’un <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux instruments <strong>de</strong> première génération du VLTI.<br />
• Développement <strong>de</strong> la technologie optique intégrée pour l’interférométrie avec premiers composants,<br />
premières caractérisations et premiers tests sur le ciel validant l’approche.<br />
3.3 Bilan<br />
3.3.1 Observations interférométriques sur IOTA et PTI<br />
Nous ne détaillons pas dans cette rubrique les résultats obtenus avec les interféromètres infrarouges qui sont<br />
développés dans les thématiques astrophysiques étoiles jeunes (Malbet et al. 1998, Millan-Gabet et al. 1999)<br />
et étoiles <strong>de</strong> faible masse. Un grand effort a été effectué par le LAOG pour envoyer <strong>de</strong>s jeunes chercheurs et<br />
<strong>de</strong>s étudiants sur les interféromètres IOTA situé dans l’Arizona et PTI situé en Californie afin <strong>de</strong> non<br />
seulement <strong>de</strong> recueillir <strong>de</strong>s données, mais aussi pour les former aux techniques d’interférométrie longue<br />
base. Au total, nous avons cumulé près d’une vingtaine <strong>de</strong> semaines d’observations sur 4 ans financées pour<br />
partie par l’Action Spécifique Grands Télescopes <strong>de</strong> l’INSU et le Programme National Haute résolution<br />
angulaire et astrophysique (PNHRAA) et pour partie par le LAOG. Cela nous a permis d’acquérir une<br />
gran<strong>de</strong> expérience sur les stratégies d’observation et sur la partie réduction <strong>de</strong> données en plus <strong>de</strong>s résultats<br />
astrophysiques. Ainsi nous avons été bien préparés pour participer à l’instrument AMBER sur le VLTI, mais<br />
133
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
aussi pour cadrer les développements <strong>de</strong> R&T en optique intégrée ainsi que pour la genèse du Centre Jean-<br />
Marie Mariotti (JMMC).<br />
Ces travaux sont notamment présentés dans <strong>de</strong>ux thèses observationnelles: Berger (1998) et Ségransan<br />
(2001).<br />
Figure 1: Sous-système "Unité <strong>de</strong> calibrage" d'AMBER en fin <strong>de</strong> montage à l'Observatoire <strong>de</strong> Bor<strong>de</strong>aux.<br />
Figure 2: Sous-système "Unité <strong>de</strong> filtrage spatial en ban<strong>de</strong> K" d'AMBER en fin <strong>de</strong> montage à la division technique<br />
<strong>de</strong> l'INSU. Les pièces optiques vont par groupe <strong>de</strong> 3, le nombre <strong>de</strong>s voies utilisables par AMBER.<br />
3.3.2 Développement instrumental: AMBER<br />
Le <strong>de</strong>uxième axe <strong>de</strong> développement <strong>de</strong> nos activités en interférométrie pointe vers l’instrumentation VLTI. Le<br />
LAOG fait partie du consortium <strong>de</strong> l’instrument AMBER qui comprend aussi l’OCA (Nice), l’UNSA (Nice),<br />
l’observatoire d’Arcetri (Italie) et l’institut Max-Planck <strong>de</strong> Bonn (Allemagne). Nous avons signé un contrat<br />
avec l’ESO pour fournir une instrumentation pour le proche-infrarouge. En 1998, le projet avait déjà fait<br />
l’objet d’étu<strong>de</strong>s préliminaires qui ont résulté en une Conceptual Design Revue (Janvier 1999), une<br />
Preliminary Design Revue (février 2000) et une Final Design Revue (avril 2001), toutes ces revues passées<br />
avec succès. Nous sommes maintenant en phase <strong>de</strong> réalisation (cf. Figures 1 à 3) et la phase d’intégration<br />
134
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
débutera début <strong>2002</strong> pour une installation <strong>de</strong> l’instrument sur le site <strong>de</strong> Paranal (Chili) vers la fin <strong>de</strong> l’année.<br />
Le LAOG s’est investi principalement dans le logiciel <strong>de</strong> contrôle et <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong>s données et dans la<br />
phase d’intégration et <strong>de</strong> tests qui aura lieu en <strong>2002</strong> à Grenoble. Le LAOG fournit plusieurs responsables du<br />
projet: P. Puget chef projet <strong>de</strong>puis mi-1999 auprès du PI, R. Petrov; F. Malbet Project Scientist cordonnant<br />
les efforts du groupe interférométrique pour la conception <strong>de</strong> l’instrument et qui, <strong>de</strong>puis début 2000, a aussi<br />
pris la charge du groupe scientifique; K. Perraut chargée <strong>de</strong>s intégrations et E. Le Coarer responsable du<br />
sous-système logiciel.<br />
Pierre Mège (<strong>2002</strong>) a effectué sa thèse sur la formation du signal interférométrique dans AMBER notamment<br />
et a participé à la définition <strong>de</strong>s spécifications <strong>de</strong> l’instrument.<br />
Figure 3: Sous-système "Spectrographe" d'AMBER en fin <strong>de</strong> montage à l'observatoire astronomique d'Arcetri. Le<br />
support tournant du réseau est visible au premier plan, dans le banc froid du système cryogénique.<br />
AMBER (Petrov et al. 2001) est un instrument du VLTI travaillant dans le proche-infrarouge. Il intéresse les<br />
équipes du LAOG pour un grand nombre <strong>de</strong> thématiques: les équipes « EJDJ » et « DP2G » pour l’étu<strong>de</strong><br />
<strong>de</strong>s disques, <strong>de</strong>s jets et <strong>de</strong> la multiplicité, l'équipe « ETFM » pour les étu<strong>de</strong>s sur les naines et les exoplanètes<br />
chau<strong>de</strong>s (<strong>de</strong> type 51 Peg b ou τ Boo) et l'équipe « SHERPAS » pour l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s noyaux actifs <strong>de</strong> galaxies et<br />
les jets associés. Dans le récent appel à idées sur AMBER, les scientifiques du LAOG ont soumis 30<br />
propositions sur 102. Cela montre l’intérêt porté par les astrophysiciens du LAOG à cet instrument.<br />
3.3.3 Recherche et développement: optique intégrée<br />
En 1996, P. Kern et F.Malbet (Kern et al. 1996, Malbet et al. 1999) ont suggéré <strong>de</strong> recombiner les faisceaux<br />
<strong>de</strong>s interféromètres avec <strong>de</strong>s composants d’optique intégrée, cette technologie permettant <strong>de</strong> réaliser <strong>de</strong>s<br />
gui<strong>de</strong>s monomo<strong>de</strong>s sur <strong>de</strong>s substrats planaires. Outre le filtrage spatial, l’optique intégrée permet d’envisager<br />
un instrument complexe intégré sur un seul composant <strong>de</strong> quelques cm 2 , un instrument stable et peu sensible<br />
aux contraintes extérieures comparé à un instrument utilisant <strong>de</strong>s fibres optiques, un instrument maintenant<br />
la polarisation (propriété intrinsèque à la technologie) tout cela pour un coût réduit.<br />
En revanche, tout comme les fibres optiques, l’optique intégrée ne permet un fonctionnement monomo<strong>de</strong> que<br />
sur une largeur spectrale limitée. Certains domaines spectraux, développés pour les télécommunications ou<br />
les capteurs, correspon<strong>de</strong>nt à <strong>de</strong>s ban<strong>de</strong>s <strong>de</strong> transmission <strong>de</strong> l’atmosphère (autour <strong>de</strong> 0.6 µm, 0.8 µm, 1.3 µm<br />
ou 1.55 µm), soit les ban<strong>de</strong>s atmosphériques R, I, J et H. Les recherches pour les autres ban<strong>de</strong>s du domaine<br />
infrarouge telles que les ban<strong>de</strong>s K à N (entre 2.5 µm et 12 µm) qui présentent un grand intérêt sur le plan<br />
astrophysique, sont à ce jour très peu nombreuses voire inexistantes.<br />
Dans ce contexte, il apparaît qu’en interférométrie, une économie d’échelle importante peut résulter <strong>de</strong><br />
l’intégration, sur une seule puce optique, <strong>de</strong> l’ensemble du recombineur <strong>de</strong> faisceaux, atout majeur dans le<br />
135
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
contexte d’instrumentations intrinsèquement complexes. Plus spécifiquement, le développement <strong>de</strong> ces<br />
techniques s’avère crucial pour la mise en oeuvre <strong>de</strong> la recombinaison cohérente <strong>de</strong>s grands télescopes et <strong>de</strong>s<br />
Figure 4: (a) Principe d'utilisation <strong>de</strong>s composants d'optique planaire pour la recombinaison <strong>de</strong> <strong>de</strong>ux voies<br />
interférométriques <strong>de</strong> IOTA en ban<strong>de</strong>s H et K; (b) Composants développés, par gravure <strong>de</strong> silice sur silicium, au<br />
LETI et, par échange d'ions sur substrat <strong>de</strong> verre, à GEEO suivant la technique <strong>de</strong> l'IMEP (ex-LEMO),<br />
connectorisés avec une fibre monomo<strong>de</strong>; (c) L'interféromètre IOTA sur le Mont Hopkins (Arizona) sur lequel un<br />
troisième télescope a été installé en 2001, avec lequel les premiers tests <strong>de</strong> clôture <strong>de</strong> phase sont programmés<br />
pour <strong>2002</strong>.<br />
Figure 5: Gauche: premières franges d’interférences obtenues au foyer <strong>de</strong> l’interféromètre IOTA du CfA avec un<br />
recombinateur à 2 télescopes. Droite: mesures <strong>de</strong> visibilités obtenues sur l’étoile U Ori <strong>de</strong> type Mira montrant la<br />
gran<strong>de</strong> précision atteinte.<br />
réseaux <strong>de</strong> plus <strong>de</strong> 2 télescopes (le Very Large Telescope Interferometer européen, la mise en réseau <strong>de</strong>s<br />
télescopes KECK 1 et 2 à Hawaii, le programme OHANA à Hawaii, ...) ainsi que pour les interféromètres<br />
136
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
3.3.4 Autres travaux<br />
spatiaux comme SIM, IRSI/Darwin, TPF, ... Nous avons étendu l’application <strong>de</strong> la technique "optique<br />
intégrée" tant en terme <strong>de</strong> couverture spectrale qu’en terme <strong>de</strong> nombre <strong>de</strong> fonctionnalités (recombinaison à N<br />
télescopes, ...). Ces travaux permettent <strong>de</strong> fournir <strong>de</strong>s solutions élégantes pour recombiner 3, 4 ou plus <strong>de</strong><br />
télescopes et pour réaliser un filtrage spatial dans l’infrarouge thermique pour <strong>de</strong>s missions <strong>de</strong> type DARWIN.<br />
Nous avons réussi à fabriquer et tester en laboratoire <strong>de</strong>s composants pouvant recombiner jusqu’à 4<br />
télescopes (Berger et al. 1999, Haguenauer et al. 2000, Kern et al. 2001). Par ailleurs nous avons montré que<br />
cette technologie était extensible à la ban<strong>de</strong> K à 2.2 µm (Laurent et al. <strong>2002</strong>). Finalement nous avons testé<br />
cette technologie en conditions réelles sur le ciel par <strong>de</strong>s expériences <strong>de</strong> faisabilité sur GI2T en 1998-1999 et<br />
<strong>de</strong>s premières franges sur IOTA en 2000 (Berger et al. 2001, cf. Figures 4 et 5). Ces travaux ont fait l’objet <strong>de</strong><br />
3 thèses expérimentales (J.-P. Berger 1998, Haguenauer 2001, Laurent en cours, Magny en cours, et thèses<br />
en collaboration avec le LEMO) et aussi d’une thèse plus théorique sur la compréhension <strong>de</strong> la propagation<br />
<strong>de</strong> la cohérence <strong>de</strong> la lumière au sein <strong>de</strong> gui<strong>de</strong>s d’on<strong>de</strong> (Mège, soutenance en <strong>2002</strong>). Ces travaux font l’objet<br />
<strong>de</strong> nombreuses collaborations notamment avec le laboratoire LEMO <strong>de</strong> l’ENSERG/INPG, le LETI du CEA<br />
Grenoble, l’IRCOM à Limoges, et diverses entreprises comme GeeO, Teem Photonics, CSO, ALCATEL<br />
Space industries, etc... Le CNES nous ai<strong>de</strong> largement pour ces travaux notamment en crédits R&T et aussi en<br />
financement <strong>de</strong> thèse et <strong>de</strong> post-doctorants.<br />
Le LAOG s’est impliqué dans <strong>de</strong>s travaux que nous ne détaillerons pas ici. Outre la participation ponctuelle<br />
(implications <strong>de</strong> A. Dutrey) au groupe scientifique <strong>de</strong> MIDI et à la préparation du projet ALMA, il s’agit <strong>de</strong> la<br />
préparation <strong>de</strong> la secon<strong>de</strong> génération d’instrument du VLTI aussi bien sur les aspects optique intégrée que sur<br />
les aspects systèmes. Le LAOG a participé aux réflexions sur l’instrument double champ PRIMA <strong>de</strong> l’ESO,<br />
aux travaux préparatoires <strong>de</strong> DARWIN qui étaient effectués à l’IAS. Le LAOG a aussi répondu en appui à<br />
ALCATEL Space Industries à l’appel d’offre <strong>de</strong> l’ESA sur un prototype d’interféromètre à franges noires<br />
pour préparer DARWIN, appel d’offre qui a été remporté et donc qui s’est continué par les étu<strong>de</strong>s et<br />
réalisations. Le LAOG a participé à la création du Centre Jean-Marie Mariotti pour la définition <strong>de</strong>s besoins.<br />
Par ailleurs les chercheurs du LAOG se sont investis dans un certain nombre d’écoles post-doctorales pour<br />
former la communauté à l’utilisation <strong>de</strong>s interféromètres. Nous pouvons citer les écoles <strong>de</strong> l’IRAM sur<br />
l’interférométrie millimétrique (Sept. 98 – juin 2000) mais incluant aussi un volet sur les interféromètres<br />
optiques (IRAM Millimeter Interferometry Summer Schools: juin 2000). Par ailleurs, dans le cadre du JMMC,<br />
le LAOG a apporté une ai<strong>de</strong> importante à l’école nationale Préparation <strong>de</strong>s premières observations du VLTI<br />
qui se déroulait du 22 au 25 octobre 2001 à Nice et organise l’école européenne EuroWinter School<br />
“Observing with the Very Large Telescope Interferometer qui aura lieu du 3 au 8 février <strong>2002</strong> aux Houches.<br />
Il existe aussi <strong>de</strong>s introductions à l’interférométrie données dans le cadre du réseau européen <strong>de</strong> l'équipe<br />
« EJDJ »: Young stellar clusters: the angular limit du 13 au 15 décembre 2001 à Grenoble. Enfin, le LAOG<br />
participe à l’école « Interferometry week » à Santiago du Chili en Janv. <strong>2002</strong>.<br />
3.4 Prospective<br />
Le <strong>quadriennal</strong> 2003-2006 verra la fin <strong>de</strong> la construction d’AMBER, son intégration et les tests <strong>de</strong><br />
fonctionnement dans le hall d’intégration du LAOG, sa première lumière sur le ciel au VLTI et très<br />
probablement les premiers résultats astrophysiques dès 2003. Le laboratoire s’impliquera tout autant dans<br />
l’exploitation astrophysique <strong>de</strong> MIDI quand cet instrument sera ouvert à la communauté. Ce <strong>quadriennal</strong> sera<br />
aussi une pério<strong>de</strong> décisive pour l’application <strong>de</strong> l’optique intégrée dans les instruments <strong>de</strong> prochaine<br />
génération notamment sur le VLTI mais aussi sur les prototypes <strong>de</strong>s missions spatiales <strong>de</strong> l’ESA. Le LAOG<br />
souhaite participer aux prochains développements <strong>de</strong> l’interféromètre européen en apportant sa compétence<br />
système et logicielle développée pour AMBER et sa compétence en optique intégrée, notamment pour<br />
d’éventuels instruments astrométrique et coronographique. Il souhaite aussi s’impliquer <strong>de</strong> manière<br />
significative dans un consortium européen en vue <strong>de</strong> développer un instrument imageur sur le VLTI. En effet,<br />
il ressort <strong>de</strong> la prospective astrophysique <strong>de</strong>s différentes thématiques du LAOG que la capacité d’imagerie<br />
du VLTI est certainement le mo<strong>de</strong> le plus attractif pour l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s milieux circumstellaires que <strong>de</strong>s noyaux<br />
<strong>de</strong> galaxies, aussi bien pour les processus d’accrétion, d’éjection que pour la caractérisation fine <strong>de</strong>s objets<br />
137
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
(masse, multiplicité, ...). Ces développements instrumentaux sont bien sûr étroitement liés aux<br />
développements logiciels du JMMC prenant en charge les données produites par les instruments.<br />
Au niveau <strong>de</strong> la R&T interférométrique, nous axerons nos développements sur l’extension <strong>de</strong> l’optique<br />
intégrée vers les gran<strong>de</strong>s longueurs d’on<strong>de</strong> pour DARWIN, la possibilité d’insérer <strong>de</strong>s signaux métrologiques<br />
pour l’astrométrie, la possibilité <strong>de</strong> brancher directement un détecteur à jonction tunnel supraconductrice<br />
(JSET/STJ) en sortie <strong>de</strong> composants pour augmenter l’intégration <strong>de</strong> l’instrument. Nous pensons aussi étudier<br />
les composants actifs qui permettraient à l’avenir d’intégrer la modulation du chemin optique directement<br />
dans les composants. Nous envisageons d’étudier les fonctions dichroïques et <strong>de</strong> placer l’instrument complet<br />
dans un cryostat ainsi que nous l’avons tenté au début <strong>de</strong> nos étu<strong>de</strong>s (Rousselet-Perraut 2000). Il est possible<br />
qu’un composant recombinateur puisse être utilisé dans un démonstrateur spatial comme SMART-2 ou<br />
SMART-3 <strong>de</strong> l’ESA. Finalement il nous semble judicieux <strong>de</strong> se pencher sur le problème <strong>de</strong> l’injection <strong>de</strong> la<br />
lumière dans les gui<strong>de</strong>s d’on<strong>de</strong>s avec une optique adaptative optimisée.<br />
Dans les 4 années à venir, il est essentiel <strong>de</strong> renforcer le potentiel chercheur par <strong>de</strong>s postes à temps partagé<br />
(50%) avec une thématique astrophysique. Actuellement, il y a environ l’équivalent <strong>de</strong> 2 chercheurs à temps<br />
plein réparti sur 4-5 personnes. Sur la pério<strong>de</strong> du <strong>quadriennal</strong>, un apport d’un poste équivalent temps plein<br />
sur 2 nouveaux chercheurs permettrait <strong>de</strong> renforcer le suivi <strong>de</strong>s projets et la continuité <strong>de</strong> la R&T. Au niveau<br />
technique, le renforcement <strong>de</strong> l’équipe technique du LAOG notamment sur les activités détecteurs et<br />
développements informatiques (contrôle instrumental) nous paraît indispensable.<br />
Les prochaines années vont être particulièrement actives au niveau <strong>de</strong> la coordination <strong>de</strong>s projets européens<br />
au sein <strong>de</strong> l’ESO et <strong>de</strong> l’ESA (secon<strong>de</strong> génération VLTI, DARWIN). Le LAOG compte un certain nombre <strong>de</strong><br />
personnes participant à ces efforts et donc il est nécessaire <strong>de</strong> prévoir un soutien en fonctionnement suffisant<br />
pour permettre <strong>de</strong> participer aux diverses réunions <strong>de</strong> coordination.<br />
138
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
4 Centre Jean-Marie Mariotti<br />
4.1 Personnes impliquées au LAOG<br />
• Permanents: Jean-Philippe Berger, Alain Chelli (Directeur), Gilles Duvert (responsable du groupe<br />
ASPRO), Fabien Malbet, David Mouillet<br />
• Doctorants: Pierre Mège, Eric Tatulli<br />
4.2 Le Centre Mariotti<br />
Pendant longtemps, la haute résolution angulaire, en particulier l’interférométrie, a été le fait <strong>de</strong> petites<br />
équipes scientifiques. Elle était considérée comme un domaine exotique <strong>de</strong> développement réservé à <strong>de</strong>s<br />
spécialistes à cause <strong>de</strong> la complexité <strong>de</strong>s techniques et <strong>de</strong> la difficulté à contrôler le signal en sortie. Dans la<br />
<strong>de</strong>rnière décennie, la situation a radicalement changé grâce à l’introduction <strong>de</strong> l’optique adaptative et du<br />
filtrage spatial. Ce qui a permis <strong>de</strong> contrôler le signal interférométrique et <strong>de</strong> produire <strong>de</strong>s observables avec<br />
une précision <strong>de</strong> 1% avec <strong>de</strong>s logiciels <strong>de</strong> réduction <strong>de</strong> données automatiques. L’utilisation <strong>de</strong>s moyens<br />
interférométriques par <strong>de</strong>s non spécialistes comme n’importe quels instruments <strong>de</strong>vint alors possible.<br />
Le Centre Jean-Marie Mariotti (JMMCenter) ou Centre Mariotti est un centre d’expertise interférométrique<br />
optique. Il a été créé par l’INSU en septembre 2000 sous l’impulsion <strong>de</strong> l’ASHRA, du LAOG et <strong>de</strong><br />
l’Observatoire <strong>de</strong> Nice. Ses vocations sont:<br />
o unir les compétences et coordonner les efforts français en vue <strong>de</strong> l’exploitation optimale <strong>de</strong><br />
l’interférométrie optique, en particulier du VLTI,<br />
o contribuer à placer les utilisateurs en position opérationnelle optimale en satisfaisant les besoins<br />
logiciels générés par les instruments interférométriques, en formant la communauté astrophysique<br />
française à leur utilisation et en lui fournissant service et assistance,<br />
o capitaliser le savoir faire <strong>de</strong> la communauté interférométrique française<br />
o participer à la réflexion prospective sur les nouveaux instruments interférométriques<br />
Le JMMC est un laboratoire sans murs s’appuyant sur:<br />
o <strong>de</strong>s <strong>Laboratoire</strong>s, Instituts ou Observatoires, appelés partenaires du Centre, dont une liste est<br />
données ci-après,<br />
o un centre <strong>de</strong> coordination localisé au LAOG<br />
En juillet 2001, la CSA a approuvé l’inscription du JMMC dans la liste <strong>de</strong>s centres nationaux <strong>de</strong> traitement et<br />
d’archivage reconnus parmi les services d’observation <strong>de</strong> l’INSU, reconnaissant ainsi comme tâches <strong>de</strong><br />
service CNAPles activités liées au JMMC.<br />
4.3 Objectifs<br />
Le développement <strong>de</strong>s moyens interférométriques génère un énorme besoin logiciel. Un <strong>de</strong>s objectifs du<br />
JMMC est <strong>de</strong> remplir ces besoins pour que l’utilisateur puisse se concentrer sur les problèmes astrophysiques.<br />
Plus généralement, les objectifs du Centre sont:<br />
o Recherche et développement: fournir les logiciels pour 1) préparer les observations<br />
interférométriques, 2) réduire les données, 3) interpréter les observables en termes <strong>de</strong> modèles<br />
physiques ou <strong>de</strong> reconstruction d’images<br />
o Service: 1) documenter et maintenir les productions logicielles, 2) assister les utilisateurs <strong>de</strong>s<br />
moyens interférométriques<br />
o Formation: organiser <strong>de</strong>s écoles scientifiques dans les domaines interférométriques pour les<br />
étudiants et les chercheurs<br />
139
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
4.3.1 Groupes d’étu<strong>de</strong>, recherche et développement<br />
4.3.2 Formation<br />
Le Conseil Scientifique du JMMC a créé 4 groupes d’étu<strong>de</strong>, recherche et développement. L’ensemble <strong>de</strong> ces<br />
groupes implique fin 2001 25 chercheurs et 5 doctorants. Le LAOG a une participation active dans les 3<br />
premiers groupes ci-<strong>de</strong>ssous.<br />
• Groupe "ASPRO" (responsable Gilles Duvert, LAOG): le JMMC développe un logiciel pour préparer<br />
(c’est à dire étudier la faisabilité) les observations interférométriques avec le VLTI, mais aussi avec<br />
d’autres instruments comme GI2T, CHARA, IOTA, PTI,... Il est conçu <strong>de</strong> telle sorte que n’importe quel<br />
astronome, avec ou sans connaissances interférométriques puisse préparer ses observations. La première<br />
version <strong>de</strong> ce logiciel ainsi que son manuel d’utilisation ont été livré en octobre 2001,<br />
• Groupe "Catalogue <strong>de</strong> calibreurs" (responsable Philippe Berio puis Daniel Bonneau, OCA): la<br />
détermination précise <strong>de</strong> la visibilité d’un objet nécessite le calibrage <strong>de</strong> la visibilité brute par la réponse<br />
instrumentale. Cette réponse instrumentale est estimée sur une source ponctuelle dont le diamètre est<br />
connu très précisément. Le Centre développe un système expert <strong>de</strong> sélection <strong>de</strong> calibreurs. L’utilisation<br />
optimale <strong>de</strong>s catalogues standards du CDS se fera dans le cadre d’une collaboration JMMC/CDS. La<br />
première version <strong>de</strong> ce logiciel a été livrée en octobre 2001.<br />
• Groupe "Modèles" (responsable Guy Perrin, LESIA): Le JMMC développe un formalisme général pour<br />
interpréter les observables <strong>de</strong>s interféromètres optiques (visibilité, clôture et phase différentielle) en<br />
termes <strong>de</strong> modèles analytiques. L”utilisateur pourra utiliser <strong>de</strong> manière transparente ses propres modèles.<br />
Le cas <strong>de</strong>s modèles numériques sera étudié dans une phase ultérieure. La première version <strong>de</strong> ce logiciel<br />
est prévue pour 2003.<br />
• Groupe Reconstruction d’images: dans le futur, le VLTI pourra fonctionner avec 8 télescopes, ouvrant<br />
ainsi la possibilité <strong>de</strong> reconstruire <strong>de</strong>s images. Les techniques radio et millimétriques ne sont pas<br />
directement applicables aux observables <strong>de</strong>s interféromètres optiques parce que la phase absolue n’est<br />
généralement pas accessible à ces <strong>de</strong>rniers. Un groupe a été formé pour proposer <strong>de</strong>s solutions pour<br />
reconstruire <strong>de</strong>s images à partir <strong>de</strong>s observables <strong>de</strong> l’interférométrie optique. La première version <strong>de</strong> ce<br />
logiciel est prévue pour 2004.<br />
Il est nécessaire d’organiser <strong>de</strong>s écoles <strong>de</strong> formation pour préparer la communauté astrophysique française à<br />
l’utilisation <strong>de</strong>s moyens interférométriques. Le Centre Mariotti organise plusieurs écoles dans les domaines<br />
interférométriques:<br />
o Astrophysique et Interféromètre du Very Large Telescope: préparation <strong>de</strong>s premières observations<br />
du VLTI,Nice (France) 22-24 octobre 2001<br />
o Observing with the Very Large Telescope interferometer, Les Houches (France) 3-8 février <strong>2002</strong>,<br />
o Ecoles programmées: 2 e école française, courant 2003; 2 eme école européenne, courant 2004<br />
4.4 Partenaires du JMMC<br />
Début <strong>2002</strong>, les partenaires du JMMC sont au nombre <strong>de</strong> 10. Ce sont:<br />
o Département Fresnel (Observatoire <strong>de</strong> la Côte d’Azur)<br />
o Département d’Astrophysique (Université <strong>de</strong> Nice-Sophia Antipolis)<br />
o IRCOM (Université <strong>de</strong> Limoges)<br />
o LAOG (Observatoire <strong>de</strong> Grenoble)<br />
o LAT (Observatoire <strong>de</strong> Midi-Pyrénées)<br />
o LESIA (Observatoire <strong>de</strong> Paris Meudon)<br />
o LISE (Observatoire <strong>de</strong> haute Provence)<br />
o OBX (Observatoire <strong>de</strong> Bor<strong>de</strong>aux)<br />
o Observatoire <strong>de</strong> Lyon<br />
o ONERA (Châtillon)<br />
140
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
4.5 Prospective<br />
4.5.1 Recherche et développement<br />
Les activités <strong>de</strong>s 4 groupes d’étu<strong>de</strong>, recherche et développement du JMMC s’étaleront bien au <strong>de</strong>là <strong>de</strong> 2003.<br />
Nous prévoyons <strong>de</strong> livrer une secon<strong>de</strong> version d’ASPRO exploitant la phase différentielle en <strong>2002</strong>/2003,<br />
mais aussi d’intégrer au logiciel la plupart <strong>de</strong>s interféromètres existants, dont les télescopes KECK, ainsi que<br />
ceux à venir. Le module expert <strong>de</strong> recherche <strong>de</strong> calibreurs est en constante évolution. En effet, il s’agit <strong>de</strong><br />
faire <strong>de</strong>s prédictions <strong>de</strong> diamètre <strong>de</strong> calibreurs <strong>de</strong> plus en plus précises. Pour cela, il nous faudra injecter <strong>de</strong><br />
plus en plus <strong>de</strong> science dans ce module et confronter en permanence les prédictions théoriques aux résultats<br />
expérimentaux. Les premières versions <strong>de</strong>s logiciels “Modèles” et “Reconstruction d’images” sont prévues<br />
pour 2003/2004 et seront optimisées au cours du temps.<br />
Nous prévoyons <strong>de</strong> concrétiser en <strong>2002</strong>, en collaboration avec l’IRAM, le groupe <strong>de</strong> recherche et<br />
développement UNIDEE (UNified Interferometric DEvelopment Environment). Ce groupe sera dirigé par<br />
Pierre Valiron (LAOG) et aura pour but <strong>de</strong> fournir <strong>de</strong>s solutions pratiques pour inter-opérer les logiciels<br />
existants permettant ainsi <strong>de</strong> développer <strong>de</strong>s programmes <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong> données hybri<strong>de</strong>s en sélectionnant<br />
le meilleur <strong>de</strong>s logiciels les plus prometteurs ou les plus populaires (IDL, Yorick, GILDAS, AIPS++, etc).<br />
Le JMMC prévoit <strong>de</strong> s’impliquer dans le développement du traitement <strong>de</strong>s données <strong>de</strong> l’instrument PRIMA du<br />
VLTI, ainsi que <strong>de</strong> produire <strong>de</strong>s logiciels <strong>de</strong> traitement optimisés pour les instruments AMBER et MIDI<br />
(AMBER+ et MIDI+). A moyen terme et long terme, l’objectif du JMMC est <strong>de</strong> s’impliquer dans les<br />
développements logiciels liés à la secon<strong>de</strong> génération d’instruments du VLTI, aux interféromètres basés sur la<br />
frange noire, ainsi qu’aux interféromètres spatiaux, en particulier DARWIN.<br />
4.5.2 Réseau d’expertise européen<br />
Il existe actuellement 3 centres d’expertise interférométrique en Europe: le centre hollandais NEVEC créé en<br />
1999, le JMMC créé en 2000 et FRINGE le centre allemand en démarrage. Une première prise <strong>de</strong> contact<br />
entre les 3 centres et l’ESO est prévue début <strong>2002</strong> afin d’examiner les possibilités <strong>de</strong> créer un réseau<br />
d’expertise interférométrique européen. Ce réseau d’expertise pourrait aussi inclure Cambridge (Angleterre),<br />
l’Observatoire <strong>de</strong> Genève (Suisse) et l’Université <strong>de</strong> Liège (Belgique). Un <strong>de</strong>s objectifs <strong>de</strong> ce réseau<br />
européen serait <strong>de</strong> coordonner, rationaliser et optimiser les actions européennes autour du VLTI et <strong>de</strong> ses<br />
futurs développements. Le Centre Mariotti appuie fortement la création d’un tel réseau et en serait une<br />
composante majeure.<br />
4.5.3 Moyens<br />
Une forte montée en puissance <strong>de</strong>s besoins informatiques du Centre <strong>de</strong> Coordination du JMMC, notamment<br />
dans le domaine <strong>de</strong> la reconstruction <strong>de</strong>s cubes <strong>de</strong> données et <strong>de</strong>s bases <strong>de</strong> données associées, est attendue à<br />
partir <strong>de</strong> 2003. Le Centre <strong>de</strong> Coordination du LAOG prévoit <strong>de</strong> s’appuyer sur le SCCI pour les traitements<br />
lourd et <strong>de</strong> déployer <strong>de</strong>s ressources d’accueil pour l’assistance aux utilisateurs <strong>de</strong>s moyens<br />
interférométriques. Ces ressources d’accueil, outre les besoins en moyens informatiques, nécessiteront la<br />
construction d’une extension au LAOG <strong>de</strong> l’ordre <strong>de</strong> 400 m 2 dont le coût est estimé à 400 k€ . Il compte<br />
également s’impliquer dans le réseau <strong>de</strong> compétences autour <strong>de</strong> CIMENT et espère pouvoir bénéficier <strong>de</strong> la<br />
variété <strong>de</strong>s plate-forme CIMENT pour la validation <strong>de</strong> ses solutions technologiques et logicielles. Bien<br />
entendu, les besoins du JMMC seront intégrés dans le cahier <strong>de</strong>s charges <strong>de</strong> la jouvence du SCCI inscrite au<br />
CPER <strong>de</strong> CIMENT en 2004. Il est aussi à prévoir <strong>de</strong>s besoins <strong>de</strong> sous-traitance logicielle ponctuelle pour les<br />
phases critiques <strong>de</strong> développement <strong>de</strong> ses produits logiciels. Cette sous-traitance n’est pas couverte est <strong>de</strong><br />
l’ordre <strong>de</strong> 4 équivalents temps plein d’ingénieurs en développement <strong>de</strong> logiciels <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong> données,<br />
soit 4x46 k€ = 183 k€.<br />
Au niveau <strong>de</strong>s moyens humains, le Centre <strong>de</strong> Coordination a d’ores et déjà un besoin urgent en ingénieurs,<br />
notamment un chef projet, un ingénieur système et un ingénieurs qualité.<br />
141
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
5 WIRCAM<br />
5.1 Personnes impliquées<br />
• Permanents<br />
o Jean-Luc Beuzit, responsable scientifique (“Project Scientist” <strong>de</strong> WIRCAM)<br />
o Jérome Bouvier, membre du Steering Group WIRCAM<br />
o Pascal Puget, responsable technique du projet pour la contribution française<br />
o Eric Stadler, conception, intégration et tests mécaniques<br />
o Patrick Rabou, participation à la conception et aux tests optiques<br />
o Philippe Feautrier, conception, intégration et tests <strong>de</strong> la cryogénie<br />
o Yves Magnard, intégration et tests mécaniques<br />
o Alain Delboulbé, intégration et tests<br />
o Sandrine Ortuno, secrétariat et documentation.<br />
5.2 Faits saillants<br />
La caméra grand-champ infrarouge WIRCAM (Wi<strong>de</strong>-field InfraRed CAMera) pour le CFHT est actuellement<br />
en cours <strong>de</strong> définition finale et toutes les solution techniques ne sont pas encore figées à ce jour. De même le<br />
partage exact <strong>de</strong>s tâches entre les instituts participant au consortium qui réalisera WIRCAM est en cours <strong>de</strong><br />
discussion. Les instituts concernés sont le <strong>Laboratoire</strong> d’Astrophysique Expérimentale <strong>de</strong> l’Université <strong>de</strong><br />
Montréal (LAE), l’Institut National d’Optique du Canada (INO), le <strong>Laboratoire</strong> d’Astronomie <strong>de</strong> Grenoble<br />
(LAOG), Le laboratoire d’Astronomie <strong>de</strong> l’Observatoire Midi-Pyrénées (LAOMP), le LESIA <strong>de</strong><br />
l’Observatoire <strong>de</strong> Paris, l’Institut d’Astronomie (IfA) <strong>de</strong> l’Université d’Hawaii et le CFHT.<br />
Le concept général est quant à lui maintenant figé, et les caractéristiques principales <strong>de</strong> l’instrument sont<br />
présentées dans la table ci-<strong>de</strong>ssous.<br />
Domaine spectral 1 à 2.5 microns (ban<strong>de</strong>s J, H, K)<br />
Echelle pixel<br />
0.3 arcsec/pixel<br />
Champ<br />
Mo<strong>de</strong>s<br />
Qualité image<br />
Nombre <strong>de</strong> filtres 7 à 9<br />
20.5 x 20.5 arcmin<br />
Imagerie uniquement<br />
Correction <strong>de</strong> guidage par tip-tilt<br />
5.3 Prospective<br />
5.3.1 Contexte scientifique<br />
Le concept d’une caméra grand-champ pour l’infrarouge, en complément à MEGACAM a été largement<br />
discuté en 1998 lors du User's Meeting du CFHT à Québec. A la suite <strong>de</strong> cette réunion, le SAC a recommandé<br />
qu’une telle caméra soit développée le plus rapi<strong>de</strong>ment possible.<br />
Depuis lors, un groupe <strong>de</strong> travail a préparé le cahier <strong>de</strong>s charges scientifique <strong>de</strong> cette caméra et <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s<br />
conceptuelles ont été menées par K. Hoddap (Université d’Hawaii) et R. Doyon (Université <strong>de</strong> Montréal).<br />
Par ailleurs <strong>de</strong>s accords ont été passés avec d’une part le Korea Astronomy Observatory (KAO) et d’autre<br />
part le Cosmology and Particle Astrophysics consortium (CosPA), un groupe d’instituts <strong>de</strong> recherche <strong>de</strong><br />
Taiwan, pour financer partiellement la réalisation <strong>de</strong> cette caméra, WIRCAM, en complément du financement<br />
disponible au CFHT. Une participation financière complémentaire a été également proposée par la CSA <strong>de</strong><br />
l’INSU mi-2001.<br />
142
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
Concept d'implantation mécanique avec les données optiques préliminaires <strong>de</strong> WIRCAM au foyer primaire du<br />
télescope <strong>de</strong> 3.6m CFHT. Les lentilles sont représentées en bleu et l'enveloppe <strong>de</strong> faisceau en rouge. La partie en<br />
filaire représente précisément la cage primaire du télescope qui accueillera l'instrument. Moyens d'étu<strong>de</strong><br />
mécanique du LAOG (logiciel <strong>de</strong> CAO I-DEAS).<br />
Concept d'implantation optomécanique avec les données optiques préliminaires du cryostat <strong>de</strong> WIRCAM et <strong>de</strong> son<br />
interface <strong>de</strong> fixation à la structure du foyer primaire du télescope <strong>de</strong> 3.6m CFHT. Moyens d'étu<strong>de</strong> mécanique du<br />
LAOG (logiciel <strong>de</strong> CAO I-DEAS).<br />
Le budget étant maintenant assuré, la phase d’étu<strong>de</strong>s détaillées a débuté officiellement mi-octobre 2001, avec<br />
la réunion d’un kick-off meeting à Waimea. L’un <strong>de</strong>s arguments forts <strong>de</strong> ce projet est la mise en service<br />
rapi<strong>de</strong> <strong>de</strong> la caméra, prévu pour le printemps 2004, qui permettra ainsi au CFHT <strong>de</strong> conserver son avance<br />
dans le domaine <strong>de</strong> l’imagerie grand-champ.<br />
Les objectifs scientifiques <strong>de</strong> WIRCAM sont présentés en détail dans le rapport du groupe <strong>de</strong> travail et <strong>de</strong> suivi<br />
(WIRCAM Steering Group) mis en place par le SAC du CFHT (Beuzit et al., 2001).<br />
Il s’agit principalement d’étendre les capacités d’imagerie à grand-champ du CFHT vers l’infrarouge, en<br />
complément <strong>de</strong> MEGACAM, pour permettre l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s objets froids ou enfuis. Les principaux sujets mis en<br />
avant par le groupe <strong>de</strong> travail sont listés ci-<strong>de</strong>ssous:<br />
143
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
• Comptage <strong>de</strong> galaxies et cosmologie<br />
• Etu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s propriétés <strong>de</strong>s galaxies très peu lumineuses (clustering, fonctions <strong>de</strong> luminosité, fonctions <strong>de</strong><br />
corrélation spatiale)<br />
• Amas <strong>de</strong> galaxies (i<strong>de</strong>ntification <strong>de</strong>s amas par les "redshifts" photométriques, fonctions <strong>de</strong> luminosité,<br />
fonctions <strong>de</strong> masse)<br />
• Supernovae à grand "redshift "<br />
• Quasars (au-<strong>de</strong>là <strong>de</strong> z = 7)<br />
• Formation stellaire dans les nuages moléculaires<br />
• Fonction <strong>de</strong> masse initiale (naines brunes dans les amas jeunes, naines brunes du champ, naines brunes<br />
du Halo)<br />
• Structure et évolution galactique<br />
Les équipes du LAOG travaillant sur la formation et l’évolution stellaire dans les étoiles jeunes (section C.5)<br />
et les étoiles <strong>de</strong> faible masse (section B-6) sont directement intéressées par l’utilisation <strong>de</strong> cette nouvelle<br />
caméra.<br />
5.3.2 Implication du LAOG<br />
Dans le cadre du projet WIRCAM, le LAOG a la responsabilité <strong>de</strong> l’ensemble <strong>de</strong>s activités liées à la<br />
conception, à la réalisation et à l’intégration <strong>de</strong> la mécanique et <strong>de</strong> la cryogénie <strong>de</strong> l’instrument. Le LAOG<br />
sera directement en charge <strong>de</strong> la cryogénie et <strong>de</strong> l’interface entre la caméra et le télescope, les<br />
cryomécanismes et leur électronique <strong>de</strong> comman<strong>de</strong> étant eux conçus et réalisés au LAOMP puis intégrés au<br />
LAOG. De plus l’intégration optomécanique finale, incluant les éléments optiques fournis par le LAE et<br />
l’INO ainsi que le système <strong>de</strong> guidage réalisé par le LESIA, se fera également au LAOG.<br />
144
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
6 Détecteurs pour l’astronomie<br />
6.1 Personnes impliquées<br />
• Permanents :<br />
o Philippe Feautrier (JSET et caméras)<br />
o Etienne Le Coarer (JSET et caméras)<br />
o Olivier Preis (caméras)<br />
• Thésitifs:<br />
o Agustin Gallardo (ED <strong>de</strong> physique, UJF, sur financement du Mexique; caméras)<br />
o Corentin Jorel (ED EAAT, INPG; JSET)<br />
Le bureau d'étu<strong>de</strong>s intervient en mécanique et électronique.<br />
6.2 Faits saillants<br />
L'activité détecteurs pour l'astronomie du laboratoire s'oriente sur <strong>de</strong>ux axes principaux:<br />
o les détecteurs à comptage <strong>de</strong> photons JSET (Jonctions Supraconductrices à Effet Tunnel).<br />
o les caméras utilisant <strong>de</strong>s mosaïques type CCD visible et IRCMOS.<br />
Pour les détecteurs JSET, nous avons réussi à faire fonctionner un mono-détecteur JSET en mo<strong>de</strong> "comptage<br />
<strong>de</strong> photons" à une longueur d'on<strong>de</strong> <strong>de</strong> 0.8 µm. Les premiers résultats ont été obtenus avec une jonction en<br />
Niobium. Puis d'excellentes jonctions en Tantale ont été fabriqué au début <strong>de</strong> l'année 2001. Elles ont à<br />
présent le même niveau <strong>de</strong> performances que les jonctions en Niobium, mais avec un potentiel <strong>de</strong><br />
développement plus important. Elles <strong>de</strong>vraient permettre <strong>de</strong> pousser le fonctionnement du détecteur en mo<strong>de</strong><br />
comptage jusqu'à la fin <strong>de</strong> la ban<strong>de</strong> K, ce qui en ferait un détecteur très intéressant pour <strong>de</strong>s applications en<br />
interférométrie où rapidité et sensibilité sont exigés simultanément. Ces résultats ont été obtenus lors <strong>de</strong> la<br />
thèse <strong>de</strong> Bertrand Delaët, parti <strong>de</strong>puis en post-doc début 2001 à JPL. Un <strong>de</strong>uxième étudiant, Corentin Jorel, a<br />
pris sa suite en thèse en octobre 2001.<br />
Pour les caméras à détecteurs "mosaïques", nous avons principalement travaillé sur les projets suivants:<br />
o Une caméra infrarouge <strong>de</strong> laboratoire, qui utilise un détecteur SOFRADIR 128x128 pixels <strong>de</strong> type<br />
IRCMOS. Cette caméra est en fonctionnement quasi journalier <strong>de</strong>puis 3 ans. Elle sert <strong>de</strong> détecteur<br />
infrarouge pour les expériences d'optique guidée du laboratoire (projet IONIC).<br />
o Caméra pour l'analyseur visible <strong>de</strong> surface d'on<strong>de</strong> <strong>de</strong> Naos (cf. Figure 1): le cryostat et le détecteur<br />
étaient fournis par l'ESO. Nous y avons intégré un système d'échange <strong>de</strong> matrices <strong>de</strong> microlentilles<br />
fonctionnant à froid.<br />
6.3 Bilan<br />
6.3.1 Détecteurs JSET<br />
Les collaborations scientifiques<br />
Dans le cadre <strong>de</strong> ce projet, nous collaborons avec les laboratoires suivants :<br />
o Le CEA Grenoble, au DRFMC/SPSMS/LCP. C’est un laboratoire <strong>de</strong> recherche fondamentale en<br />
physique <strong>de</strong> la matière con<strong>de</strong>nsée. Il fournit une logistique importante pour la fabrication <strong>de</strong>s<br />
composants qui fait appel à <strong>de</strong>s techniques pointues <strong>de</strong> la microélectronique, avec en particulier une<br />
salle blanche équipée <strong>de</strong> machine <strong>de</strong> déposition et <strong>de</strong> gravure <strong>de</strong> couches minces.<br />
o Le CRTBT est un laboratoire propre du CNRS à Grenoble, spécialisé dans la physique à très basse<br />
température. Il a fournit le cryostat à dilution qui nous permet <strong>de</strong> refroidir nos détecteurs à 100 mK,<br />
ainsi que l’expertise pour la réalisation d’un préamplificateur à très faible bruit.<br />
145
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Figure 1: Caméra <strong>de</strong> l'analyseur visible <strong>de</strong> surface d'on<strong>de</strong> <strong>de</strong> NAOS/CONICA installée dans la bonnette du système<br />
d'optique adaptative. Le système NAOS est ici sur le simulateur <strong>de</strong> foyer Nasmyth dans le hall <strong>de</strong> montage <strong>de</strong><br />
Paranal (Novembre 2001).<br />
Figure 2: (gauche) Caractéristique I/V d'une jonction JSET 50x50 µm 2 au Tantale réalisée avec les moyens du<br />
DRFMC/CENG et testée avec les moyens <strong>de</strong> cryogénie à dilution du CRTBT; (droite) la même jonction vue au<br />
microscope électronique.<br />
Les soutiens financiers obtenus<br />
Nous avons été financé par :<br />
o Le programme interdisciplinaire Ultimatech du CNRS<br />
o Le BQR <strong>de</strong> l’Université Joseph Fourrier<br />
Les résultats obtenus<br />
Les résultats obtenus sont très prometteurs, malgré la difficulté inhérente à cette technologie très novatrice.<br />
Nous obtenons <strong>de</strong>puis le début <strong>de</strong> l’année 2001 <strong>de</strong>s jonctions à base <strong>de</strong> Tantale d’excellente qualité, avec un<br />
courant <strong>de</strong> fuite très réduit. La résistance dynamique au point <strong>de</strong> polarisation (environ 2 mV) est typiquement<br />
<strong>de</strong> l’ordre <strong>de</strong> 250 kΩ, ce qui nous situe au premier plan <strong>de</strong> ce qui se réalise dans le mon<strong>de</strong>. Pour obtenir un<br />
détecteur qui fonctionne en comptage <strong>de</strong> photons jusqu’à la ban<strong>de</strong> K, nous <strong>de</strong>vons encore progresser sur les<br />
points suivants :<br />
o Augmentation <strong>de</strong> la transparence tunnel <strong>de</strong> la jonction (ou ce qui revient au même, sa <strong>de</strong>nsité <strong>de</strong><br />
courant). Ce paramètre est réglable par les conditions d’oxydation <strong>de</strong> la barrière tunnel.<br />
146
Chapitre C<br />
Opérations: Bilan et prospective<br />
o Augmentation <strong>de</strong> la qualité <strong>de</strong>s couches <strong>de</strong> Tantale pour tendre le plus possible vers l’épitaxie et<br />
diminuer les pertes<br />
o Optimisation du processus <strong>de</strong> fabrication pour améliorer son ren<strong>de</strong>ment et la qualité moyenne <strong>de</strong>s<br />
détecteurs obtenus. Ce critère <strong>de</strong>viendra très important lorsqu’il s’agira <strong>de</strong> réaliser <strong>de</strong>s mosaïques <strong>de</strong><br />
plusieurs détecteurs.<br />
La Figure 2 montre la caractéristique I/V (courant/tension) d’une jonction au Tantale <strong>de</strong> très bonne qualité<br />
que nous avons réalisé. Cette jonction a une surface <strong>de</strong> 50x50 µm 2 , on en trouvera une photographie prise au<br />
microscope électronique à balayage sur la même figure.<br />
Ces jonctions ont été illuminées par une photodio<strong>de</strong> pulsée <strong>de</strong> type télécom qui émet à λ=0,8 µm. On<br />
parvient à se mettre dans <strong>de</strong>s conditions où la jonction ne reçoit que quelques photons à chaque fois,<br />
typiquement moins <strong>de</strong> 10 en moyenne. La Figure 3 montre que les jonctions <strong>de</strong> type JSET sont capables <strong>de</strong><br />
discerner le nombre <strong>de</strong> photons reçus. Nous avons pu montrer ce fonctionnement avec <strong>de</strong>s jonctions au<br />
Niobium et également au Tantale. Les jonctions au Tantale permettront dans l’avenir d’isoler parfaitement le<br />
photon individuel, et même d’avoir une résolution en longueur d’on<strong>de</strong> modérée dans l'infrarouge proche.<br />
Figure 3: (gauche) Histogramme détecté par une jonction JSET au Niobium montrant le caractère quantifié du<br />
nombre <strong>de</strong> photons émis par une photodio<strong>de</strong> à λ = 0.8 µm (Delaët 2000); (droite) I<strong>de</strong>m avec une jonction au<br />
Tantale, qui permettra <strong>de</strong> monter plus loin en longueur d'on<strong>de</strong> (Jorel 2001)).<br />
Figure 4: (gauche) Système d'échange <strong>de</strong> microlentilles du senseur <strong>de</strong> front d’on<strong>de</strong> <strong>de</strong> NAOS pour le VLT<br />
fonctionnant à froid, ici en cours d'intégration pendant la phase d'alignement ; (droite) Intégration et tests <strong>de</strong><br />
caméras en salle blanche pour les projets NAOS et IONIC.<br />
6.3.2 Caméras<br />
Nous avons tout d’abord démontré notre savoir faire en construisant une caméra infrarouge qui utilise une<br />
détecteur IRCMOS 128x128 pixels fabriqué par SOFRADIR. Cette caméra utilise un détecteur militaire qui<br />
a une charge stockable très importante (20 millions <strong>de</strong> charges) pour un bruit <strong>de</strong> lecture <strong>de</strong> 700 e-. Nous nous<br />
sommes aperçus à l’usage que ce type <strong>de</strong> détecteur avait beaucoup d'intérêt en laboratoire, car disposant <strong>de</strong><br />
147
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
beaucoup <strong>de</strong> signal, on est alors plus souvent gêné par la saturation du détecteur que par le bruit <strong>de</strong> lecture.<br />
Ce détecteur a été complètement caractérisé à très faible flux.<br />
Nous nous sommes également investis dans l’optique adaptative du VLT avec le projet NAOS. Pour<br />
l’analyseur visible <strong>de</strong> surface d’on<strong>de</strong> a été développé un mécanisme froid d’échange <strong>de</strong> microlentilles (voir<br />
Figure 4). Le repositionnement <strong>de</strong> ce mécanisme froid (<strong>de</strong> la matrice 7x7 à la matrice 14x14 microlentilles et<br />
inversement) se fait avec une précision <strong>de</strong> 2 µm. Les <strong>de</strong>ux matrices <strong>de</strong> microlentilles, situées à 3 mm du<br />
CCD, sont alignées sur celui-ci avec une précision <strong>de</strong> 2 µm également une fois l’ensemble refroidi. Cette<br />
caméra a été installée avec l'optique adaptative NAOS sur le foyer Nasmith du VLT à Paranal en Novembre<br />
2001.<br />
6.4 Prospective<br />
6.4.1 JSET<br />
Activité scientifique<br />
Avec la nouvelle thèse qui vient <strong>de</strong> démarrer, nous prévoyons <strong>de</strong> travailler sur les axes suivants :<br />
• Consolidation du processus <strong>de</strong> fabrication <strong>de</strong>s monodétecteurs avec <strong>de</strong>s jonctions en Tantale<br />
• Démonstration du comptage <strong>de</strong> photons en ban<strong>de</strong> K<br />
• Démonstration du couplage <strong>de</strong>s détecteurs à comptage <strong>de</strong> photons JSET avec l’optique intégrée IONIC.<br />
• Une fois ces étapes validées, nous souhaitons jeter les premières bases d’un instrument interférométrique<br />
prototype combinant JSET et l’otique intégrée, par exemple la réalisation d’un suiveur <strong>de</strong> franges.<br />
Postes et moyens <strong>de</strong> fonctionnement<br />
6.4.2 Caméras<br />
Au sta<strong>de</strong> actuel du projet JSET, les moyens nécessaires en terme <strong>de</strong> postes et <strong>de</strong> fonctionnement sont<br />
relativement réduits. La thèse démarrée en octobre 2001 et l’appui ponctuel du bureau d’étu<strong>de</strong>s sont<br />
suffisants pour la phase <strong>de</strong> démonstration du comptage <strong>de</strong> photons en ban<strong>de</strong> K. Il n’en sera pas <strong>de</strong> même<br />
bien sur si nous passons à la phase <strong>de</strong> réalisation d’un prototype capable d’observer sur le ciel combinant<br />
JSET et optique intégrée.<br />
Nous sommes en train <strong>de</strong> développer une caméra infrarouge faible bruit utilisant un détecteur PICNIC<br />
256x256 pixels fabriqué par Rockwell. Ce détecteur est sensible jusqu’à 2,5 µm et <strong>de</strong>vrait nous permettre<br />
d’atteindre un bruit <strong>de</strong> lecture inférieur à 20 e. Cette caméra est conçue pour d’être facilement duplicable et<br />
surtout adaptable à d’autres détecteurs infrarouges. Quand cela est possible, nous essayons d’utiliser <strong>de</strong>s<br />
composants du commerce. Profitant <strong>de</strong> l’expérience acquise avec NAOS, nous mettons en place pour cette<br />
caméra une gestion <strong>de</strong> projet et une documentation rigoureuses. De la sorte, cette nouvelle expertise que<br />
nous sommes en train d’acquérir dans le domaine <strong>de</strong>s caméras très faible bruit pourra être mis à profit pour<br />
les besoins futurs <strong>de</strong> la communauté.<br />
Nous auront également une participation très importante dans la caméra WIRCAM du CFHT.<br />
Postes et moyens <strong>de</strong> fonctionnement<br />
En terme <strong>de</strong> postes, les moyens actuels sont suffisants, notamment grâce à l’arrivée très récente d’un nouvel<br />
ingénieur électronicien affecté à ce projet.<br />
Les moyens <strong>de</strong> fonctionnement induits concernent la salle blanche, les flui<strong>de</strong>s cryogéniques et la<br />
maintenance <strong>de</strong>s bancs <strong>de</strong> pompage et moyens divers en vi<strong>de</strong>-cryogénie.<br />
148
D - Annexes<br />
Images comparées du satellite jupitérien IO obtenues en raie <strong>de</strong> Brackett γ (2.166 µm) en optique adaptative: à<br />
gauche, avec le télescope KECK I à Hawaï; à droite, avec le système d'optique adaptative NAOS et sa caméra<br />
CONICA sur le télescope YEPUN du VLT (Décembre 2001) (tiré <strong>de</strong> ESO Press Photos 04/02; cf. C-1).<br />
Image composite <strong>de</strong> IO en raie <strong>de</strong> Brackett γ et en ban<strong>de</strong> large L' (3.8 µm) et nomenclature <strong>de</strong>s régions<br />
discernables, certaines étant <strong>de</strong>s volcans, avec le système d'optique adaptative NAOS et sa caméra CONICA sur le<br />
télescope YEPUN du VLT (Décembre 2001). Io a un diamêtre <strong>de</strong> 3660 km et un diamêtre angulaire <strong>de</strong> 1.2 arcsec<br />
(tiré <strong>de</strong> ESO Press Photos 04/02; cf. C1).
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
1 Bilan financier<br />
Ventilation <strong>de</strong>s ressources par type <strong>de</strong> crédits<br />
RECURRENTS<br />
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001<br />
Soutien <strong>de</strong> Base URA/UMR 440 480 550 800<br />
Quadriennal Fonctionnement 387 303 303 305<br />
Quadriennal Equipement 144,5 238 238 238<br />
Infrastructure POM2 31 31 31 31<br />
TOTAL 1002,5 1052 1122 1374<br />
SPECIFIQUES/PROGRAMMES<br />
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001<br />
TP Astro Observatoire 49<br />
Recettes Forum optique 20<br />
Vacations CNRS 110 30 30 30<br />
Vacations INSU 18<br />
Coopération Franco/Australienne 16 9<br />
Grands Télescopes 78 26 11 62<br />
GdR PCMI puis programme 20 20 35 60<br />
GdR Milieux Circumstellaires 2<br />
GdR ADJ 28 12<br />
PICS 10 17,5<br />
MOYENS LOGISTIQUES CIAA 10 20<br />
ATI MALBET 100<br />
ATI BEUST 60<br />
ATI PERRAUT 170<br />
PNC 250 100<br />
PNP 30 25 72<br />
PCHE 27,4 13,2<br />
ASPS puis PNPS 122 163 337 280<br />
PNHRA puis AS HRA (Y COMPRIS CNES) 227 79 76,5 50<br />
AS Ministère JLM 100<br />
Actions Spécifiques ACI 300,6 701<br />
IUF (GP, JLM , GH) 276 267,5 165,8 200<br />
FITT J BEREZNE 275 70<br />
UFR DE PHYSIQUE TP ASTRO 55<br />
IAS CNRS Ile <strong>de</strong> France 215<br />
actions intégrées 6<br />
total 1812,6 804 1963,7 957,2<br />
OPERATIONS/PROJETS<br />
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001<br />
EQUT Extension Bâtiment 500 290<br />
opération POM2+ DIABOLO 190<br />
Opération R&d "MMD" 140 150<br />
150
Chapitre D<br />
Annexes<br />
opération R&d "IONIC" 100<br />
Equipement labo: Informatique 130<br />
NAOS 400 490<br />
AMBER 65 90 130 400<br />
CNES (HRA + en 99 ASPS 25KF) 274,2 295 63 505<br />
INdifférenciés Observatoire (commission Obs 150 25 70 150<br />
+Rech en 01<br />
BQR UJF 150 0<br />
TOTAL 1729,2 1190 633 1205<br />
CONTRATS<br />
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001<br />
BDI AEROSPATIALE PART ETUDE 28,5<br />
BDI CSO PART ETUDE 5,6 17 17 11,3<br />
BDI ALCATEL PART ETUDE 14 42,5 42,5<br />
CEE Réseaux J Bouvier 1054<br />
INTAS G PELLETIER 19<br />
OTAN 79<br />
ESO Coronographe 16,9<br />
ESO NAOS 550 2984 325 465<br />
ESO S HARDER 145<br />
ALCATEL SPACE 279<br />
total 601 3160 463,5 1870,8<br />
RECAPITULATIF<br />
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001<br />
Récurrents 1002,5 1052 1122 1374<br />
Spécifiques/Programmes 1812,6 804 1963,7 957,2<br />
Opérations/Projets 1729,2 1190 633 1205<br />
Contrats 601 3160 463,5 1870,8<br />
5145,3 6206 4182,2 5407<br />
3500<br />
3000<br />
Récurrents<br />
Spécifiques/Programmes<br />
Opérations/Projets<br />
Contrats<br />
2500<br />
2000<br />
MONTANT<br />
1500<br />
1000<br />
500<br />
0<br />
Contrats<br />
Opérations/Projets<br />
Spécifiques/Programmes<br />
1998<br />
ANNEE<br />
1999<br />
2000<br />
2001<br />
Récurrents<br />
TYPE CREDIT<br />
1998 1999 2000 2001<br />
Récurrents 1002,5 1052 1122 1374<br />
Spécifiques/Programmes 1812,6 804 1963,7 957,2<br />
Opérations/Projets 1729,2 1190 633 1205<br />
Contrats 601 3160 463,5 1870,8<br />
151
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Répartition <strong>de</strong>s crédits par origine<br />
MONTANT HT EN KF<br />
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001<br />
MEN/DRED………sous-total 1439 865 1839 1094<br />
Quadriennal Fonctionnement 387 303 303 305<br />
Quadriennal Equipement 144,5 238 238 238<br />
Infrastructure POM2 31 31 31 31<br />
INdifférenciés Observatoire (puis commission Obs<br />
+Rech en 01 ) 150 25 70 150<br />
BQR UJF 150 0<br />
AS Ministère JLM 100<br />
Actions Spécifiques ACI 300,6 701<br />
IUF (GP, JLM , GH) 276 267,5 165,8 200<br />
FITT J BEREZNE 275 70<br />
UFR DE PHYSIQUE TP ASTRO 55<br />
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001<br />
CNRS/INSU…….sous-total 292 2213 1933 2496<br />
Soutien <strong>de</strong> Base URA/UMR 440 480 550 800<br />
TP Astro Observatoire 49<br />
Recettes Forum Optique 20<br />
Vacations CNRS 110 30 30 30<br />
Vacations INSU 18<br />
Coopération Franco/Australienne 16 9<br />
Grands Télescopes 78 26 11 62<br />
EQUT Extension Bâtiment 500 290<br />
opération POM2+ DIABOLO 190<br />
Opération R&d "MMD" 140 150<br />
opération R&d "IONIC" 100<br />
Equipement labo: Informatique 130<br />
GdR PCMI puis programme 20 20 35 60<br />
GdR Milieux Circumstellaires 2<br />
GdR ADJ 28 12<br />
PICS 10 17,5<br />
MOYENS LOGISTIQUES CIAA 10 20<br />
ATI MALBET 100<br />
ATI BEUST 60<br />
ATI PERRAUT 170<br />
BDI AEROSPATIALE PART ETUDE 28,5<br />
BDI CSO PART ETUDE 5,6 17 17 11,3<br />
BDI ALCATEL PART ETUDE 14 42,5 42,5<br />
PNC 250 100<br />
PNP 30 25 72<br />
PCHE 27,4 13,2<br />
ASPS puis PNPS 122 163 337 280<br />
PNHRA puis AS HRA (Y COMPRIS CNES) 227 79 76,5 50<br />
NAOS 400 490<br />
AMBER 65 90 130 400<br />
CNES (HRA + en 99 ASPS 25KF) 274,2 295 63 505<br />
CONTRATS/autres ….sous-total 782 3129 410 1817<br />
CEE Réseaux J Bouvier 1054<br />
INTAS G PELLETIER 19<br />
OTAN 79<br />
ESO Coronographe 16,9<br />
ESO NAOS 550 2984 325 465<br />
ESO S HARDER 145<br />
IAS CNRS Ile <strong>de</strong> France 215<br />
ALCATEL SPACE 279<br />
Actions intégrées 6<br />
TOTAL GENERAL 5 145 6 206 4 182 5 407<br />
152
Chapitre D<br />
Annexes<br />
3129<br />
3500<br />
3000<br />
1439,1 781,9<br />
2500<br />
1474,2<br />
1838,8 1817<br />
2000<br />
1450,1 864,5<br />
1500<br />
1124 410 1000<br />
1088,5<br />
1094 500<br />
1699,4<br />
0<br />
1998<br />
234 CONTRATS ET AUTRES<br />
977<br />
1519<br />
1999<br />
MEN/DRED<br />
CNRS<br />
INSU<br />
MEN/DRED<br />
CONTRATS ET<br />
AUTRES<br />
2000<br />
INSU<br />
2001 CNRS<br />
1998 1999 2000 2001<br />
CNRS 1450,1 1088,5 1699,4 1519<br />
INSU 1474,2 1124 234 977<br />
MEN/DRED 1439,1 864,5 1838,8 1094<br />
CONTRATS ET AUTRES 781,9 3129 410 1817<br />
Dépenses communes<br />
Evolution <strong>de</strong>s dépenses communes<br />
du LAOG <strong>de</strong> 1998 à 2001<br />
700<br />
600<br />
500<br />
MONTANT HT KF<br />
400<br />
300<br />
200<br />
100<br />
0<br />
1998 1999 2000 2001<br />
Bibliothèque 152 113 102 113<br />
Fonctionnement Général (Tél, 352 298 319 490<br />
Fax, affranchissement,<br />
Papeterie…)<br />
Missions Labo 420 363 318,5 348<br />
Personnel 218 303 137 160<br />
Informatique 335 400 509 643<br />
Matériel Technique 136 232 405 430<br />
Infrastructure 52 70 111 255<br />
Mobilier 135 81 12,7 80<br />
153
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Dans le tableau <strong>de</strong>s budgets annuels, la somme <strong>de</strong>s dépenses ci-<strong>de</strong>ssus équilibre les recettes obtenues en<br />
sommant les crédits annuels, les reliquats <strong>de</strong> l’année précé<strong>de</strong>nte et les prélèvements effectués sur les projets<br />
(10% <strong>de</strong> la part investissement).<br />
Type <strong>de</strong> crédits 1998 1999 2000 2001 Total & my<br />
Crédits récurrents (soutien <strong>de</strong> base) 1002 1052 1122 1215 4391<br />
Crédits non récurrents (opérations diverses) 778 345 230 180 1533<br />
Prélèvements sur Projets 20 463 562 524 1569<br />
Reliquats dépensés 0 0 0 600 600<br />
Total <strong>de</strong>s recettes == Dépenses 1800 1860 1914 2519 8093<br />
Nombre <strong>de</strong> permanents/personnes 47/61 46/66 47/71 51/76 47,5/68,5<br />
Recettes (hors reliquats)/permanent/an 40,0 40,4 40,7 37,6 39,4<br />
Recettes (hors reliquats)/personne/an 29,5 28,2 27,0 25,2 27,3<br />
On constate que le "soutien <strong>de</strong> base", augmenté <strong>de</strong> prélèvements sur les projets, est en légère diminution sur<br />
la pério<strong>de</strong> en particulier lorsque le chiffre est ramené au nombre <strong>de</strong> personnes émargeant effectivement à ce<br />
budget.<br />
En outre, la part <strong>de</strong> crédits <strong>de</strong> fonctionnement <strong>de</strong>meure faible: les crédits ministériels quadriennaux sont à cet<br />
égard critiquement bas et l'essentiel du fonctionnement provient du soutien <strong>de</strong> base CNRS. Un effort<br />
important a été fait pour diminuer certaines sources <strong>de</strong> dépenses sur lignes "fonctionnement": anticipation du<br />
basculement vers les abonnements électroniques, achat d'un véhicule pour limiter les coûts <strong>de</strong>s missions...<br />
La part du poste "fonctionnement" dans les crédits ministériels quadriennaux doit impérativement être<br />
augmentée <strong>de</strong> façon importante (cf. <strong>de</strong>man<strong>de</strong> <strong>de</strong> contractualisation). Dans le même ordre d'idées, il est<br />
essentiel que l'OSUG poursuive son appui aux Services d'Observation malgré leur nature strictement nonlocales<br />
en astrophysique (cf. A-1.3), afin d'ai<strong>de</strong>r à couvrir les coûts induits <strong>de</strong>s projets lourds. Enfin, la<br />
croissance continue du LAOG impose un rattrapage du glissement déjà apparent lors <strong>de</strong> l'évaluation<br />
précé<strong>de</strong>nte <strong>de</strong>s recettes sur "soutien <strong>de</strong> base" par permanent ou par personne.<br />
154
Chapitre D<br />
Annexes<br />
2 Ressources humaines (listes nominatives)<br />
Les listes sont reprises <strong>de</strong> la <strong>de</strong>man<strong>de</strong> <strong>de</strong> contractualisation pour 2003 et sont donc fondées sur les mêmes<br />
dates <strong>de</strong> validité. Voir la section A-5 pour l'analyse <strong>de</strong> l'évolution en cours <strong>de</strong> <strong>quadriennal</strong>.<br />
2.1 Personnel permanent<br />
Chercheurs<br />
Nom, Prénom, Date <strong>de</strong> Naissance<br />
Liste nominative <strong>de</strong>s chercheurs statutaires au 01 Janvier <strong>2002</strong>.<br />
Corps<br />
gra<strong>de</strong><br />
Section HDR Arrivée<br />
ds unité<br />
BEUZIT Jean-Luc - 20 Janvier 1965 CR1 14 CNRS 11/99 CNRS<br />
BOUVIER Jérôme 11 Avril 1959 DR2 14 CNRS X 01/91 CNRS<br />
CHALABAEV Almas - 30 Décembre 1951 CR1 14 CNRS 01/93 CNRS<br />
DOUGADOS Catherine - 21 Décembre 1964 CR1 14 CNRS 10/92 CNRS<br />
FRAIX-BURNET Didier - 29 Juin 1962 CR1 14 CNRS X 01/95 CNRS<br />
Organisme <strong>de</strong> rattachement<br />
GUILLOTEAU Stéphane -30 Nov.1957 DR2 14 CNRS X 09/84 CNRS Mis à disposition IRAM<br />
LAGRANGE Anne-Marie - 12 Mars 1962 DR2 14 CNRS X 10/90 CNRS<br />
LEFLOCH Bertrand 26 Décembre 1967 CR1 14 CNRS 10/99 CNRS<br />
LONGARETTI Pierre-Yves - 20 Avril 1961 CR1 14 CNRS 05/93 CNRS<br />
MALBET Fabien - 25 Novembre 1967 CR1 14 CNRS 09/94 CNRS<br />
MENARD François - 11 Avril 1962 CR1 14 CNRS 10/92 CNRS<br />
PETRUCCI Pierre-Olivier - 20 Février 1971 CR2 14 CNRS 11/01 CNRS<br />
VALIRON Pierre - 11 Août 1953 DR2 14 CNRS X 09/81 CNRS<br />
WIESENFELD Laurent - 10 Mars 1955 CR1 4 CNRS X 09/01 CNRS (mi-temps au LAOG)<br />
Enseignants-chercheurs<br />
Liste nominative <strong>de</strong>s enseignants-chercheurs et personnels CNAP statutaires au 01 Janvier <strong>2002</strong>.<br />
Nom, Prénom, Date <strong>de</strong> Naissance<br />
( classer par établissement)<br />
Corps gra<strong>de</strong><br />
Section<br />
CNU<br />
HDR<br />
Date arrivéeEtablissement d’affectation<br />
BECK Françoise – 26 Avril 1941 Assistante 34 09/91 UJF<br />
BENAYOUN J-Jacques – 24 Janv1943 PR 2 34 X 04/82 UJF<br />
FERREIRA Jonathan – 28 Août 1966 MC 34 09/96 UJF<br />
FORESTINI Manuel - 23 Juillet 1963 MC 1 34 X 01/93 UJF<br />
HENRI Gilles – 21 Avril 1962 PR 2 34 X 09/90 UJF<br />
KAHANE Claudine – 1 er Mars 1957 PR 2 34 X 06/80 UJF<br />
MONIN Jean-Louis – 2 Juillet 1959 PR 2 34 X 04/88 UJF<br />
MOUILLET David – 02 Décembre 1970 MC 2 34 09/97 UJF – Détaché CNRS Tarbes<br />
NOZIERES Catherine – 23 Mai 1942 MC 34 X 09/90 UJF<br />
155
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
PELLETIER Guy - 23 Mars 1946 PR HC 34 X 11/90 UJF<br />
RIST Claire - 19 Novembre 1962 MC 1 34 09/93 UJF<br />
BERGER J.-Philippe - 30 Décembre 1968 Astro-Adj 2 CNAP 06/02 UJF<br />
BEUST Hervé - 26 Mai 1964 Astro-Adj 1 CNAP X 12/93 UJF<br />
CHELLI Alain - 2 Août 1954 Astronome 2 CNAP X 01/93 UJF<br />
DELFOSSE Xavier - 18 Février 1969 Astro-Adj. 2 CNAP 09/00 UJF<br />
DESERT François-Xavier -5 Sept 1960 Astronome 2 CNAP 11/97 UJF<br />
DUTREY Anne - 18 Février 1963 Astro-Adj 1 CNAP 10/94 UJF<br />
DUVERT Gilles - 9 Août 1957 Astro-Adj 1 CNAP 02/87 UJF<br />
FORVEILLE Thierry - 11 Juillet 1961 Astronome 2 CNAP 07/88 UJF<br />
LAZAREFF Bernard - 1er Octobre 1949 Astronome 2 CNAP X 10/81 UJF détaché IRAM<br />
LUCAS Robert - 9 Décembre 1949 Astronome 1 CNAP X 02/80 UJF détaché IRAM<br />
PERRAUT Karine - 27 Mars 1971 Astro-Adj 2 CNAP 09/98 UJF<br />
PERRIER Christian - 1er Juillet. 1954 Astronome 1 CNAP X 10/91 UJF<br />
Personnel technique & administratif<br />
Nom, Prénom<br />
Date <strong>de</strong> Naissance<br />
Corps Gra<strong>de</strong><br />
Quotité<br />
recherche (1)<br />
Organisme<br />
d’appartenance (2)<br />
AREZKI Brahim - 30 Mars 1955 IE2 1 MENRT/UJF<br />
BEREZNE Jean - 10 Avril 1939 IR1 1 CNRS<br />
BERGER Fabienne - 5 Juillet 1968 Ag. Adm 1 MENRT/UJF<br />
BLANC Agnès - 4 Août 1971 Emploi Jeune 1 Contractuel UJF<br />
BOUILLET Françoise - 16 Avril 1957 AI 1 CNRS<br />
BUISSON Ginette - 3 Août 1945 IEHC 1 CNRS<br />
CHARTON Julien - 2 Octobre 1973 IE2 1 CNRS<br />
DELBOULBE Alain - 10 Juillet 1963 AI 0,8 CNRS<br />
FEAUTRIER Philippe - 17 Février 1965 IR2 1 CNRS<br />
FULGET Sylvie - 26 Septembre 1958 Adj. Adm 0,8 MENRT/UJF<br />
GLUCK Laurence - 8 Septembre 1972 IE2 1 CNRS<br />
JOCOU Laurent - 20 Juillet 1971 AI 1 CNRS<br />
KERN Pierre - 23 Mai 1959 IR1 1 CNRS<br />
LE COARER Etienne - 8 Mars 1959 IR2 1 MENRT/UJF<br />
MAGNARD Yves - 26 Mars 1964 TCS 1 CNRS<br />
MOUREY Richard - 27 Mai 1960 TCN 1 CNRS<br />
ORTUNO Sandrine - 2 Août 1971 TCN 1 CNRS<br />
PREIS Olivier - 23 Septembre 1964 AI 1 CNRS<br />
PUGET Pascal - 20 Octobre 1949 IR0 1 CNRS<br />
RABOU Patrick - 16 Juin 1961 IR1 1 CNRS<br />
STADLER Eric - 12 Juillet 1969 IE2 1 CNRS<br />
VENTURA Noël - 1 er Mars 1958 TCS 1 CNRS<br />
156
Chapitre D<br />
Annexes<br />
2.2 Personnel non-permanent<br />
Invités, post-docs...<br />
Le tableau reprend la liste I.3.3 <strong>de</strong> la <strong>de</strong>man<strong>de</strong> <strong>de</strong> contractualisation à laquelle sont rajoutés les visiteurs<br />
ayant séjourné moins <strong>de</strong> 6 mois.<br />
Nom, Prénom<br />
Date <strong>de</strong> naissance<br />
Statut (1)<br />
Cat.<br />
(2)<br />
HDR<br />
BARRADO D. Ens.-ch. invité UFR Phys. V Espagne<br />
Organisme ou établissement <strong>de</strong><br />
rattachement<br />
Date<br />
arrivée ou<br />
année<br />
2000<br />
2001<br />
Date départ<br />
ou durée<br />
2 mois<br />
5 mois<br />
BOGOVALOV S. Ens.-ch. invité UFR Phys. V X Russie 1999 2 mois<br />
CECCARELLI Cecilia Astronome associé V CNRS Italien 09/95 08/00<br />
CECCARELLI Cecilia Astronome V Observatoire Bor<strong>de</strong>aux 09/00 Tps partiel<br />
CLARKE C. Ens.-ch. invité UFR Phys. V Gran<strong>de</strong>-Bretagne 2000 3 mois<br />
CLARKE D. Ens.ch invité UFR Phys.+CNAP V X Canada 1999/00 12 mois<br />
FAURE Alexandre Ens.-ch. associé A UJF 09/01 08/02 ?<br />
JAMES David Autre chercheur P UJF 09/01 08/03<br />
LATTANZIO J. Ens.-ch. invité UFR Phys. V X Australie 1999 2 mois<br />
MADDISON S. Post-doc CNAP+DRET P Australie 1999 12 mois<br />
MAYER Istvan PAST 98-99 V X Central Research Institute for<br />
Chemistry - Budapest<br />
09/99 12/99<br />
NOGA J. Ens.-ch. invité UFR Phys. V X Slovaquie 1999/01 9 mois<br />
SHESTAKOVA S. Chercheur invité V Kazakhstan 1999 1 mois<br />
SCHNEIDER N. Post-doc allemand P Allemagne 2000 6 mois<br />
WIESENFELD Laurent DR accueilli à mi-temps CNRS X Spectrométrie physique UJF 09/01 09/02<br />
Doctorants<br />
(1): PAST: professeur Associé à Temps Partiel<br />
(2) V: Visiteur; P: Post-doc, A: Autre<br />
Les sujets <strong>de</strong> thèses proposées par les membres du LAOG correspon<strong>de</strong>nt à <strong>de</strong>s formations en astrophysique,<br />
majoritairement (thèses avec <strong>de</strong>s supports ministériels), et en micro-optique, microélectronique ou traitement<br />
du signal (visant <strong>de</strong>s thèses sur supports BDI dans plusieurs cas). L'école doctorale <strong>de</strong> rattachement est<br />
majoritairement l'ED <strong>de</strong> physique <strong>de</strong> l'UJF mais on voit <strong>de</strong>puis quelques années l'intérêt d'émarger aussi à<br />
l'ED EEATS <strong>de</strong> l'INPG. Les autres ED <strong>de</strong> rattachement (ED TUE, ED SVS) ne sont pas concernées sur la<br />
pério<strong>de</strong>.<br />
Nom, prénom<br />
Directeur<br />
<strong>de</strong> thèse<br />
Début<br />
thèse<br />
Mo<strong>de</strong> <strong>de</strong><br />
Financement<br />
(1)<br />
DEA d'origine<br />
ED <strong>de</strong><br />
rattachement<br />
CHAUVIN Gaël<br />
A.M. Lagrange, D. Mouillet<br />
10/00<br />
A<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
GALLARDO Augustin<br />
P. Feautrier, C. Perrier<br />
06/01<br />
Mexique<br />
Maestria Mexicaine INAOE<br />
Physique UJF<br />
GALLIANO Emmanuel<br />
D. Alloin (ESO), D. Fraix-Burnet<br />
10/99<br />
ESO<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
GIALIS Denis<br />
G. Pelletier<br />
09/01<br />
A<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
GIL Carla<br />
T. Lago, P.Garcia (Portugal), F.Malbet<br />
11/01<br />
Portugal<br />
Université <strong>de</strong> Porto (Portugal)<br />
Porto+UJF<br />
LACHAUME Régis<br />
JL. Monin, F. Malbet<br />
09/00<br />
AC<br />
Astrophysique Paris 6<br />
Physique UJF<br />
LAGNY Laure<br />
157
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
LAGNY Laure<br />
P. Bénech (LEMO), P.Kern<br />
10/01<br />
B INDUS<br />
Optique, Optoélect. et Microon.<br />
EEATS (INPG)<br />
LAURENT Emmanuel<br />
I. Schanen (LEMO), P. Kern<br />
11/99<br />
B INDUS<br />
Photonique Strasbourg(ENSPS)<br />
EEATS (INPG)<br />
LECLERQ Samuel JOREL<br />
A. Benoît (CRTBT), FX. Désert<br />
11/00<br />
A<br />
Méth. Phys. Expé. et Instr. UJF<br />
Physique UJF<br />
Corentin<br />
R. Rimey (LEMO), P. Feautrier<br />
10/01<br />
AM<br />
Microélectronique UJF/INPG<br />
EEATS (INPG<br />
KARMANN Cyrille<br />
H. Beust<br />
09/99<br />
A<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
LECLAIR Gwenaëlle<br />
M. Forestini<br />
10/01<br />
AM<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
MARCHAL Lydie<br />
X. Delfosse, C. Perrier<br />
10/01<br />
A<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
MORAUX Estelle<br />
J. Bouvier<br />
09/00<br />
AC<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
MEGE Pierre<br />
A. Chelli, F. Malbet<br />
10/98<br />
A+ASSOC<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
PIETU Vincent<br />
C. Kahane, A. Dutrey<br />
10/01<br />
AM<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
SCHWARTZ Wilfrid<br />
JL. Monin, JL. Beuzit<br />
10/99<br />
CIFRE<br />
TATULLI Eric<br />
A. Chelli, F. Malbet<br />
10/01<br />
BDI CNRS A<br />
Traitement du Signal INPG<br />
Physique UJF<br />
SAUGE Ludovic<br />
G. Henri<br />
10/00<br />
A<br />
Astrophys. et Milieux Dilués<br />
Physique UJF<br />
A: Allocation <strong>de</strong> recherche; AM: Allocataire-moniteur ; AMN: Allocataire-moniteur-normalien<br />
Thèses soutenues<br />
Liste <strong>de</strong>s 22 thèses soutenues du 1/10/98 au 31/12/01<br />
Nom, prénom<br />
Directeur thèse<br />
Date<br />
souten.<br />
Financement(1)<br />
Etablis.<br />
d'inscr.<br />
Devenir professionnel<br />
LOINARD Laurent<br />
Castets A.<br />
03/98<br />
A<br />
UJF<br />
Recherche Astro. (Mexique)<br />
CORPORON Patrice<br />
Lagrange A.M., J. Bouvier<br />
03/98<br />
A<br />
UJF<br />
Entreprise<br />
LE MIGNANT<br />
Heydari M., Chalabaev A.<br />
0/98<br />
A<br />
Paris 7<br />
Recherche Astro. (Etats-U.)<br />
GOUGEON Samuel<br />
Castets A.<br />
02/98<br />
Autre:ESRF<br />
Paris 7<br />
Enseignement<br />
GEOFFRAY Hervé<br />
Monin J. L<br />
10/98<br />
CIFRE<br />
UJF<br />
Post-Doc (CNES)<br />
PETRUCCI P-Olivier<br />
Pelletier G.<br />
10/98<br />
AM<br />
UJF<br />
Chercheur CNRS<br />
BERGER J-Philippe<br />
Ménard F., Kern P., Perrier C.<br />
11/98<br />
A<br />
UJF<br />
Chercheur CNAP<br />
HARDER Stephan<br />
Bertout C., Chelli A.<br />
05/99<br />
A<br />
UJF<br />
Entreprise<br />
FAURE Alexandre<br />
Valiron P.<br />
10/99<br />
A<br />
UJF<br />
ATER<br />
RENAUD Nicolas<br />
Pelletier G.<br />
12/99<br />
AMX<br />
UJF<br />
Entreprise<br />
DUFOUR Emmanuel<br />
Forestini M.<br />
02/00<br />
A<br />
UJF<br />
Entreprise<br />
LAVALLEY Claudia<br />
Bertout C.<br />
06/00<br />
Autre:Mexique<br />
UJF<br />
Situation précaire<br />
SAUGE Sébastien<br />
Valiron P.<br />
07/00<br />
A<br />
UJF<br />
Post-Doc<br />
KERSALE Evy<br />
Pelletier G., Longaretti P.Y<br />
07/00<br />
A<br />
UJF<br />
Post-Doc<br />
DUCHENE Gaspard<br />
Bouvier J., F. Ménard<br />
11/00<br />
AM<br />
UJF<br />
Post-Doc (EU)<br />
AUGEREAU J-Charles<br />
Lagrange A.M.<br />
12/00<br />
A<br />
UJF<br />
Post-Doc (CEA)<br />
DELAET Bertrand<br />
Castets A.<br />
03/01<br />
A<br />
INPG<br />
Post-Doc (JPL, EU)<br />
VIARD Elise<br />
Hubin N., Tallon M., Perrier C.<br />
06/01<br />
Autre: ESO<br />
UJF<br />
Post-Doc (Italie)<br />
SEGRANSAN Damien<br />
Forveille T., Perrier C.<br />
06/01<br />
A<br />
UJF<br />
Post-Doc (Genève)<br />
CASSE Fabien<br />
Pelletier G., Ferreira J.<br />
10/01<br />
A<br />
UJF<br />
Post-Doc(Alcatel Space)<br />
HAGUENAUER Pierre<br />
Kern P. , Perrier C.<br />
11/01<br />
BDI CNRS<br />
UJF<br />
Post-Doc<br />
MAILLARD Nicolas<br />
Valiron P.<br />
11/01<br />
A<br />
UJF<br />
La ventilation <strong>de</strong>s thèses par thématique est indiquée ci-<strong>de</strong>ssous (année <strong>de</strong> démarrage), sur une pério<strong>de</strong> plus<br />
propice à l’analyse que la durée du contrat <strong>quadriennal</strong>.<br />
158
Chapitre D<br />
Annexes<br />
SHERPAS<br />
AMOL /<br />
Cosmologie<br />
EVOL MIS EJDJ ETFM DP, DPP HRA R&T<br />
1990 Terquem<br />
Tessier<br />
Ghez<br />
1991<br />
Ferreira<br />
Rosso<br />
LeFloch Joncour<br />
1992 Warin Ageorges Beuzit<br />
1993 Marcowith Siess<br />
Gueth<br />
Loinard<br />
Corporon 1 Corporon 1 Geoffray<br />
1994 Allain Delfosse Mouillet Menessier<br />
1995 Petrucci Gougeon Lavalley<br />
Har<strong>de</strong>r<br />
Le Mignant 2<br />
1996 Renaud<br />
Maillard<br />
Faure Dufour Berger 1 Berger 1<br />
Sauge S.<br />
1997 Kersalé Duchène Augereau<br />
Trouboul<br />
Viard<br />
Delaët<br />
1998 Casse Ségransan Mege Haguenauer<br />
1999 Galliano Lachaume Karmann<br />
2000 Sauge L. / Leclerc 3 Moraux Chauvin<br />
2001 Gialis Leclair Marchal Pietu<br />
Gil 4<br />
Tatulli<br />
Laurent<br />
Schwartz<br />
Gallardo<br />
Lagny<br />
Notes:<br />
(1) Lié à <strong>de</strong>ux équipes<br />
(2) Partiellement au LAOG, principalement au DESPA<br />
(3) Cosmologie<br />
(4) Partiellement au LAOG, principalement au Portugal<br />
159
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
2.3 Responsabilités<br />
A titre indicatif, la liste <strong>de</strong>s responsabilités assumées par les membres du laboratoire est donnée ci-<strong>de</strong>ssous, à<br />
jour à la date <strong>de</strong> rédaction <strong>de</strong> ce rapport (voir aussi les fiches d'activité). Elle est démonstrative <strong>de</strong><br />
l’implication forte <strong>de</strong>s personnels dans la gestion <strong>de</strong> la discipline et <strong>de</strong> ses structures. Comme mentionné<br />
dans la synthèse, cette implication a atteint un niveau trop important, hypothéquant à terme le maintien du<br />
niveau <strong>de</strong> l’activité <strong>de</strong> recherche.<br />
Responsabilités au plan local (UJF)<br />
Conseil scientifique <strong>de</strong> l'UJF<br />
Etienne Le Coarer<br />
Commission du budget <strong>de</strong> l'UJF<br />
Claudine Kahane (prési<strong>de</strong>nce)<br />
Etienne Le Coarer<br />
Conseil <strong>de</strong>s étu<strong>de</strong>s et <strong>de</strong> la vie universitaire (CEVU)<br />
Claudine Kahane<br />
Commission paritaire d’établissement<br />
Elus Etienne Le Coarer<br />
Sylvie Fulget<br />
UFR <strong>de</strong> physique/Direction-adjointe<br />
Claudine Kahane)<br />
Conseil d'UFR <strong>de</strong> physique<br />
Elus Manuel Forestini<br />
Jean-Louis Monin<br />
Bureau<br />
Claudine Kahane<br />
Commission <strong>de</strong> Spécialistes <strong>de</strong> physique<br />
Jerome Bouvier<br />
Alain Castets (Bor<strong>de</strong>aux)<br />
Francois-Xavier Desert<br />
Jonathan Ferreira<br />
Manuel Forestini<br />
OSUG<br />
Comité <strong>de</strong> Direction<br />
Pierre-Yves Longaretti<br />
Conseil d'administration<br />
Francoise Bouillet<br />
Didier Fraix-Burnet<br />
Commission recherche<br />
Pierre-Yves Longaretti<br />
Commission observatoire<br />
Pierre-Yves Longaretti<br />
Karine Perraut<br />
Pascal Puget<br />
Commission services communs<br />
Didier Fraix-Burnet<br />
Service commun <strong>de</strong> calcul intensif<br />
Pierre Valiron<br />
Commission Paritaire d'Etablissement<br />
Etienne Le Coarer<br />
Experts jurys ITARFs<br />
Pierre Kern<br />
Etienne Le Coarer<br />
Pascal Puget<br />
Filieres d'enseignement, formations<br />
DEA Astrophysique <strong>de</strong> l'ED <strong>de</strong> physique<br />
Gilles Henri<br />
Filières<br />
Jean-Jacques Benayoun<br />
Manuel Forestini<br />
Responsabilites au plan national<br />
Ministère <strong>de</strong> la recherche, Direction <strong>de</strong> la recherche<br />
Directeur scientifique STU <strong>de</strong> la MSU<br />
Jean-Louis Monin<br />
Ministère <strong>de</strong> l’enseignement supérieur, CNAP<br />
Jerome Bouvier<br />
CNU Gilles Henri<br />
CNRS, Section 14 du comité national<br />
Guy Pelletier<br />
CNRS, SDU, Conseil <strong>de</strong> département<br />
Pierre Valiron<br />
CNRS, INSU<br />
Chargée <strong>de</strong> mission<br />
Anne-Marie Lagrange<br />
Direction <strong>de</strong> PN (PNPS)<br />
Jerome Bouvier<br />
CNRS, CSA <strong>de</strong> l'INSU<br />
Jerome Bouvier<br />
Commission MAN informatique<br />
Pierre Valiron<br />
CNRS, Programmes nationaux<br />
Direction <strong>de</strong> l'ASHRA<br />
Anne-Marie Lagrange<br />
Conseil <strong>de</strong> l'ASHRA<br />
Pierre Kern<br />
Conseil du PNP, sujet "syst. plan. extrasol."<br />
Fabien Malbet<br />
Conseil du PNP, sujet "origine et évolution précoce …"<br />
Anne Dutrey<br />
CNRS, Comité <strong>de</strong> programmes 4 (Astrophysique, géophysique,<br />
Terre soli<strong>de</strong>) <strong>de</strong> l’IDRIS et Comité thématique 4 du CINES<br />
Pierre Valiron<br />
CNRS, Comité <strong>de</strong>s programmes du CFHT (CF-CFHT)<br />
Jean-Luc Beuzit<br />
CNES, Groupe ad-hoc astronomie<br />
Jérome Bouvier<br />
Autres<br />
ESO Ad-hoc committee for the VLTI<br />
Fabien Malbet<br />
Comité <strong>de</strong>s programmes ESO (OPC)<br />
Panel C2 Thierry Forveille<br />
CFHT, Conseil (SAC)<br />
Jean-Luc Beuzit<br />
IRAM, Scientific Advisory Committee<br />
Francois-Xavier Désert<br />
Comité <strong>de</strong>s programmes du HST<br />
Thierry Forveille<br />
Anne-Marie Lagrange<br />
Responsabilités <strong>de</strong> projets INSU (PI, PS ou PM)<br />
Jean-Luc Beuzit (WIRCAM)<br />
Alain Chelli (JMMC)<br />
Anne-Marie Lagrange (NAOS)<br />
Fabien Malbet (AMBER)<br />
Pascal Puget (NAOS)<br />
160
Chapitre D<br />
Annexes<br />
3 Formation et diffusion <strong>de</strong>s connaissances<br />
Outre les enseignements dispensés dans les trois cycles universitaires, par les personnels enseignantschercheurs<br />
(essentiellement à l’UFR <strong>de</strong> Physique) et aussi certains personnels chercheurs ou ingénieurs<br />
CNRS), <strong>de</strong>ux actions particulières sont menées par le LAOG: <strong>de</strong>s travaux pratiques décentralisés (ie qui ont<br />
lieu dans les murs <strong>de</strong>s laboratoires) et la diffusion <strong>de</strong>s savoirs sous forme <strong>de</strong> vulgarisation.<br />
3.1 Travaux pratiques<br />
A l'occasion du <strong>quadriennal</strong> qui s'achève, l'UFR <strong>de</strong> Physique a souhaité réformer en profon<strong>de</strong>ur son<br />
enseignement expérimental. C'est dans ce contexte qu'est né le Centre d'Enseignement Supérieur et<br />
d'Initiation à la Recherche par l'Expérimentation (CESIRE). L'un <strong>de</strong>s cinq objectifs poursuivis consistait à<br />
ouvrir l'accès <strong>de</strong>s laboratoires du site aux étudiants <strong>de</strong> second cycle à l'Université. Il s'agit d'accueillir ces<br />
étudiants pour <strong>de</strong>s travaux pratiques <strong>de</strong> relativement courte durée hors du milieu habituel prévu pour ces<br />
activités, en utilisant soit du matériel <strong>de</strong> recherche (en mo<strong>de</strong> démonstration) soit du matériel voire <strong>de</strong>s salles<br />
dédiés (auquel cas les étudiants peuvent aussi manipuler). Le LAOG a répondu en proposant un TP<br />
d'initiation à l'observation astronomique.<br />
Celui-ci s'effectue au télescope <strong>de</strong> l'Observatoire <strong>de</strong> Grenoble, avec un matériel spécifiquement financé par<br />
<strong>de</strong>s crédits régionaux ainsi que les services communs <strong>de</strong> l'OSUG. Les étudiants effectuent ainsi <strong>de</strong>s<br />
observations photométriques d'un amas globulaire dans le but d'établir un diagramme couleur-magnitu<strong>de</strong><br />
permettant <strong>de</strong> préciser le statut évolutif <strong>de</strong> ces étoiles. Ce TP se déroule dans <strong>de</strong>s conditions proches <strong>de</strong>s<br />
mo<strong>de</strong>s d'observations professionnels. En particulier, le traitement <strong>de</strong>s images s'effectue avec les logiciels<br />
professionnels d'analyse d'images utilisés par les observateurs du laboratoire. Il couvre actuellement une<br />
pério<strong>de</strong> <strong>de</strong> trois mois (<strong>de</strong> septembre à novembre) et est offert à <strong>de</strong>s étudiants <strong>de</strong> quatre filières différentes<br />
gérées par l'UFR <strong>de</strong> Physique (à savoir les licence et maîtrise <strong>de</strong> Physique et <strong>de</strong> Physique et Application).<br />
Les étudiants sont encadrés par <strong>de</strong>ux astronomes (G. Duvert et X. Delfosse) ainsi qu'un enseignant-chercheur<br />
(M. Forestini, par ailleurs chargé <strong>de</strong> l'organisation <strong>de</strong> ces TP). Chaque TP-étudiant compte pour un volume<br />
horaire <strong>de</strong> 16 heures (soit 2 <strong>de</strong>mi-nuits et une journée d'analyse <strong>de</strong>s images).<br />
Devant le succès <strong>de</strong>s réponses fournies par l'ensemble <strong>de</strong>s laboratoires <strong>de</strong> Physique du site grenoblois, cette<br />
partie <strong>de</strong>s activités CESIRE se verra amplifiée au cours du prochain <strong>quadriennal</strong>. En particulier, le LAOG, à<br />
présent équipé d'un spectroscope, pourra dès l'an prochain être en mesure d'offrir un second TP, <strong>de</strong><br />
spectroscopie stellaire ou solaire. Celui-ci est actuellement envisagé en mo<strong>de</strong> démonstration, c'est-à-dire <strong>de</strong><br />
courte durée (une <strong>de</strong>mi-journée).Bien entendu, le TP <strong>de</strong> photométrie sera maintenu également.<br />
3.2 Diffusion <strong>de</strong>s connaissances<br />
La communication et la diffusion <strong>de</strong>s savoirs, notamment vers les scolaires et le grand public, est une<br />
préoccupation du LAOG. Jusqu’en 2000 cela passait essentiellement par les bonnes volontés <strong>de</strong> chercheurs<br />
regroupés dans une commission communication composée <strong>de</strong> bénévoles et sur la disponibilité du personnel<br />
du LAOG. Mais <strong>de</strong>vant la multiplication <strong>de</strong>s <strong>de</strong>man<strong>de</strong>s nous avons été amené à embaucher (avec l’OSUG)<br />
un emploi-jeune, Agnès Blanc, qui organise les interventions et fédère les actions et les efforts <strong>de</strong>s<br />
personnels du laboratoire. Ces actions sont multiples et vont <strong>de</strong> l’organisation <strong>de</strong> journées portes ouvertes, <strong>de</strong><br />
cycles <strong>de</strong> conférences à <strong>de</strong>s animations dans <strong>de</strong>s écoles et <strong>de</strong>s soirées d’observations avec le télescope <strong>de</strong><br />
Ø400 mm <strong>de</strong> l’Observatoire. En voici un bilan.<br />
3.2.1 Cycle <strong>de</strong> conférences<br />
Depuis 1995, cette commission propose un cycle <strong>de</strong> conférences grand public tous les mardis du mois <strong>de</strong><br />
mars. Jusqu'à présent, elles se sont déroulées sur le campus universitaire <strong>de</strong> Saint-Martin d'Hères à l'Amphi<br />
<strong>de</strong> physique et ont drainé beaucoup <strong>de</strong> personnes, principalement (mais pas exclusivement) <strong>de</strong>s astronomes<br />
161
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
amateurs et <strong>de</strong>s personnes s'intéressant aux sciences. La moyenne <strong>de</strong> participation se situe entre 100 et 150<br />
spectateurs par conférence.<br />
Cycle <strong>de</strong> conférences 2000<br />
o 7 mars: Les étoiles ont 100 ans: Manuel Forestini<br />
o 14 mars: Exobiologie: vers un regard pluriel sur nos origines: Pierre Valiron<br />
o 21 mars: De la dérive <strong>de</strong>s continents à la tectonique est plaques: Vincent Deparis<br />
o 28 mars Evolution du climat: <strong>de</strong>s transformées <strong>de</strong> Fourier aux transformations humaines: J-M<br />
Barnola<br />
o 4 avril: Cosmologie: vers une théorie <strong>de</strong> l’Univers: P-Y Longaretti<br />
o 11 avril: Le Système Solaire aujourd’hui: André Brahic<br />
Cycle <strong>de</strong> conférences 2001<br />
Le cycle <strong>de</strong> conférences a été englobé dans un plus vaste projet, "Image et Science", manifestation nationale<br />
sur le film scientifique. Organisé par l’UJF sur le plan régional, Image et Science a regroupé le Muséum<br />
d’Histoire Naturelle, l’Observatoire et le <strong>Laboratoire</strong> d’Astrophysique autour du thème: « Les Humeurs<br />
Galactiques »<br />
o "La protection par l'espace": Jean Ca<strong>de</strong>t<br />
o "Les planètes géantes" Michel Blanc<br />
o "A la conquête <strong>de</strong> Mars" Henri Rème<br />
o "Planètes extra solaires" Xavier Delfosse<br />
o "Sous le Soleil exactement" Mathieu Kretzschmar<br />
o "Les vaisseaux du futur" Jean Louis Monin<br />
3.2.2 Science en Fête<br />
3.2.3 Observations<br />
Le cycle <strong>de</strong> conférences <strong>2002</strong> portera sur l’Espace exotique.<br />
L’astronomie est un sujet très « médiatique » auprès du public. Le domaine est vaste et les questions d’autant<br />
plus nombreuses. La <strong>de</strong>man<strong>de</strong> a toujours été forte <strong>de</strong> pouvoir côtoyer, et parler aux astrophysiciens mais<br />
également <strong>de</strong> voir comment et où ces <strong>de</strong>rniers travaillent.<br />
Ainsi, <strong>de</strong>puis le début <strong>de</strong> l’opération Science en Fête (1991) le laboratoire d’Astrophysique <strong>de</strong> Grenoble<br />
ouvre ses portes aux grenoblois afin <strong>de</strong> lui faire partager ses connaissances par le biais <strong>de</strong> manipulations,<br />
d’ateliers, séances <strong>de</strong> planétarium et <strong>de</strong> rencontres. Des conférences et <strong>de</strong>s expositions <strong>de</strong> posters sont<br />
également proposées. La fréquentation est toujours régulière et importante. Le LAOG ouvre <strong>de</strong>ux jours (en<br />
général le vendredi pour les scolaires et le samedi pour le public) et accueille ainsi en moyenne 200<br />
personnes par jour.<br />
Le télescope est installé sous la coupole <strong>de</strong> l'Observatoire <strong>de</strong>puis le mois <strong>de</strong> Juin 1996.<br />
Installé pour les étudiants afin qu’ils réalisent <strong>de</strong>s travaux pratiques, le télescope sert en <strong>de</strong>hors <strong>de</strong>s pério<strong>de</strong>s<br />
<strong>de</strong> TP à réaliser <strong>de</strong>s observations grand public. En effet, la <strong>de</strong>man<strong>de</strong> est très importante. Réalisées <strong>de</strong>puis<br />
1997 et ouvertes à tous, elles connaissent un franc succès parmi les grenoblois.<br />
Les observations se déroulent un à <strong>de</strong>ux soirs par semaine du mois <strong>de</strong> décembre à fin mars. La capacité<br />
d’accueil est <strong>de</strong> 20 personnes.<br />
3.2.4 Animations dans les écoles<br />
Nombreuses sont les collectivités qui souhaitent inviter chercheurs, conférenciers et animateurs sur le sujet.<br />
Les chercheurs se déplacent volontiers mais leur emploi du temps ne leur permet pas <strong>de</strong> répondre à toutes les<br />
sollicitations. Ainsi, suite au recrutement d’un emploi jeune en 2000, le LAOG propose <strong>de</strong>s animations dans<br />
les écoles, MJC et autres organismes. Ces animations sont <strong>de</strong>s séances <strong>de</strong> planétarium, <strong>de</strong>s diaporamas, <strong>de</strong>s<br />
constructions <strong>de</strong> cartes du ciel.<br />
162
Chapitre D<br />
Annexes<br />
Bilan quantitatif <strong>de</strong>s animations: 2 fois à la MJC <strong>de</strong>s Eaux-Claires à Grenoble, Ecole Louise Michel, Ecole<br />
Bizanet, Ecole primaire à Montbonnot, Ecole <strong>de</strong>s Eparres, Ecole primaire Bourgoin Jallieu, Ecole <strong>de</strong>s<br />
Trembles, Échirolles, forum <strong>de</strong>s métiers <strong>de</strong> l’air et <strong>de</strong> l’espace, Saint Martin d’Hères.<br />
3.2.5 Bilan <strong>de</strong>s diverses animations scientifiques<br />
3.2.6 Autres<br />
Les Enjeux <strong>de</strong> l’Espace: Outre les activités « régulières », il est à noter que <strong>de</strong> nombreuses activités<br />
ponctuelles envers le public sont organisées dans la ville <strong>de</strong> Grenoble où la participation du laboratoire<br />
d’Astrophysique est <strong>de</strong>mandée.<br />
Les humeurs galactiques: Dans le cadre <strong>de</strong> la manifestation nationale « Image et Science », l’UJF a fait appel<br />
au LAOG et LPG pour participer à ce mois d’activités ayant pour thème l’astronomie. Nous avons ainsi<br />
réalisé :<br />
o un cycle <strong>de</strong> conférence (voir bilan cycle <strong>de</strong> conférences)<br />
o <strong>de</strong>s animations sur 2 jours au muséum <strong>de</strong> Grenoble<br />
o participation à un festival <strong>de</strong> films scientifiques.<br />
Le Forum <strong>de</strong>s métiers: le LAOG a tenu un stand lors du forum <strong>de</strong>s métiers <strong>de</strong> l’air et <strong>de</strong> l’espace organisé par<br />
la ville <strong>de</strong> Saint Martin d’Hères, qui a durant l’année 2001, développé un grand projet intitulé « Planètes ».<br />
Divers: le laboratoire répond <strong>de</strong> manière ponctuelle et récurrente à diverses sollicitations telles que les stages<br />
<strong>de</strong> 3èmes (accueil <strong>de</strong> 6 à 7 élèves par an), les questions <strong>de</strong>s élèves <strong>de</strong> 1ères (TPE) et autres <strong>de</strong>man<strong>de</strong>s <strong>de</strong><br />
rencontres.<br />
Le <strong>Laboratoire</strong> possè<strong>de</strong> <strong>de</strong>puis longtemps un site Internet dédié au public. On y trouve les informations<br />
concernant les observations, les conférences, mais aussi <strong>de</strong>s liens vers les associations astronomiques <strong>de</strong> la<br />
région et <strong>de</strong>s liens vers <strong>de</strong>s sites traitant divers sujets d’astronomie.<br />
Depuis quelques temps, on y trouve aussi <strong>de</strong>s articles <strong>de</strong> vulgarisation sur <strong>de</strong>s sujets d’expertise du<br />
laboratoire.<br />
Plaquettes. Le <strong>Laboratoire</strong> fait réaliser <strong>de</strong>s plaquettes <strong>de</strong>stinées d’une part aux chercheurs d’autres<br />
laboratoires et aux chercheurs étrangers. Il s’agit <strong>de</strong> la plaquette « prestige » qui présente les activités<br />
scientifiques et les domaines d’action du LAOG.<br />
D’autre part, le labo s’est également muni d’une plaquette « animation » <strong>de</strong>stinée aux collectivités scolaires<br />
et péri-scolaires ainsi qu’aux CE. Elle présente les diverses animations et activités <strong>de</strong>stinées au public.<br />
Sentier planétaire. Le projet d’un sentier planétaire était en question <strong>de</strong>puis plusieurs années, mais c’est en<br />
2001 que la réalisation a réellement pu commencer. Sa conception sera finalisée courant <strong>2002</strong>. Le sentier<br />
planétaire est installé dans l’arboretum du Campus <strong>de</strong> Saint Martin d'Hères. Huit planètes y sont représentées<br />
ainsi que le Soleil. Viendront <strong>de</strong>s plaques signalétiques donnant diverses informations sur le système solaire<br />
et la planète que le visiteur regar<strong>de</strong>ra.<br />
Articles <strong>de</strong> vulgarisation. A noter qu’au cours <strong>de</strong> ces 4 ans, divers articles <strong>de</strong> vulgarisation ont été écrits par<br />
<strong>de</strong>s chercheurs du LAOG. Ainsi en 2000 et 2001, les articles <strong>de</strong> 6 chercheurs ont été publiés dans « Pour la<br />
Science ».<br />
3.3 Stages<br />
Les stages sont organisés sur la pério<strong>de</strong> <strong>quadriennal</strong> par H. Beust. Outre les stages <strong>de</strong> DEA, le LAOG<br />
accueille essentiellement <strong>de</strong>s stagiaires <strong>de</strong> l'université, niveau licence et maîtrise ou écoles d'ingénieurs mais<br />
il reçoit ponctuellement d'autres stagiaires, dont <strong>de</strong>s élèves <strong>de</strong> 3 e qui passent une semaine en ses murs.<br />
Sur les 3 années concernées, 95 stagiaires au total sont recensés, dont 27 élèves <strong>de</strong> 3 e . 68 stagiaires ont donc<br />
séjourné <strong>de</strong> 2 à 4 mois: soit près <strong>de</strong> 23 stagiaires en moyenne annuelle (ie un total <strong>de</strong> 5 EQT chaque année,<br />
d'où le chiffre présenté en D-2.1). Il s'agit d'une charge conséquente reposant sur une part importante <strong>de</strong>s<br />
permanents puisque, chaque année, 4 permanents sur 10 reçoivent un stagiaire.<br />
163
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
En dépit <strong>de</strong> cet effort, le LAOG ne peut satisfaire qu'une petite fraction <strong>de</strong>s <strong>de</strong>man<strong>de</strong>s, <strong>de</strong>venues<br />
considérables. Enfin, mentionnons aussi les sollicitations fréquentes – plusieurs annuellement - pour les<br />
TIPE qui peuvent mobiliser à chaque contact un permanent pendant un à quelques jours.<br />
164
Chapitre D<br />
Annexes<br />
4 Séminaires<br />
Les séminaires sont gérés pendant la pério<strong>de</strong> <strong>quadriennal</strong>e par J. Bouvier. Ils sont organisés sur une base<br />
hebdomadaire et ont lieu en principe le jeudi en salle <strong>de</strong> séminaires du bâtiment Observatoire (à l'IRAM<br />
lorsque notre salle est prise, par l'école ERCA notamment). Sur cette pério<strong>de</strong>, il y a eu en fait plus d'un<br />
séminaire par semaine en raison d'opportunités créées par le passage <strong>de</strong> visiteurs.<br />
Depuis 2000, les séminaires sont organisés en commun avec l'IRAM.<br />
1998/1999<br />
Jeudi 17 Septembre<br />
Jeudi 8 Octobre<br />
The Destruction of Circumstellar Disks around Young Stars<br />
Doug Johnstone (CITA, Canada)<br />
Presentation du projet d'Action Specifique Pluriannuelle Stellaire<br />
Jerome Bouvier (LAOG)<br />
eudi 15 Octobre (soutenanceUn modèle non-thermique <strong>de</strong> l'émission UV-X <strong>de</strong>s galaxies <strong>de</strong> Seyfert: théorie et contraintes observationnelles<br />
<strong>de</strong> thèse)<br />
Pierre-Olivier Petrucci (LAOG)<br />
Une nouvelle métho<strong>de</strong> pour contraindre les modèles <strong>de</strong> la nébuleuse solaire primitive: interpréter les mesures<br />
ndredi 16 Octobre à l'IRAM<br />
du rapport <strong>de</strong>utérium/hydrogène dans les objets du Système Solaire<br />
Daniel Gautier (Observatoire <strong>de</strong> Meudon, DESPA)<br />
Vendredi 30 Octobre<br />
(habilitation)<br />
Jeudi 5 Novembre<br />
Jeudi 12 Novembre<br />
Mercredi 25 Novembre<br />
(soutenance <strong>de</strong> thèse)<br />
Jeudi 26 Novembre<br />
Lundi 30 Novembre<br />
Mercredi 2 Décembre<br />
Mardi 8 Décembre<br />
Jeudi 10 Décembre<br />
Mardi 15 Décembre<br />
Jeudi 17 Décembre<br />
Jeudi 21 Janvier<br />
Jeudi 4 Février<br />
Jeudi 11 Février<br />
Mercredi 17 Février<br />
Jeudi 18 Février<br />
Mercredi 3 Mars<br />
Jeudi 4 Mars<br />
Phénomènes <strong>de</strong> haute énergie dans les objets compacts<br />
Gilles Henri (LAOG)<br />
Using SPH to Mo<strong>de</strong>l Disk Dynamics<br />
Sarah Maddison<br />
The thermal and chemical structure of the collapsing enveloppesaround low-mass protostars<br />
Cecilia Ceccarelli (LAOG)<br />
Interférométrie et Formation Stellaire, Perspectives pour une instrumentation en optique intégrée<br />
Jean-Philippe Berger<br />
Modélisation Magnétohydrodynamique pour la Couronne Solaire<br />
Tahar Amari (CNRS Saclay)<br />
Measurements of Deuterium and the Structure of the Local Interstellar Cloud<br />
Jeffrey Linsky (JILA, Boul<strong>de</strong>r)<br />
Présentation <strong>de</strong> FIRST<br />
Castets/Ceccarelli/Monin (LAOG)<br />
Imagerie, coronographie et spectroscopie en optique adaptative. Application à l'étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s enveloppes<br />
circumstellaires <strong>de</strong>s étoiles LBVs.<br />
David Le Mignant (Meudon)<br />
Pair plasma dominance in 3C345 jet at parsec scales<br />
Kouichi Hirotani (NAO, Japan)<br />
Interstellar ices<br />
Alexan<strong>de</strong>r Tielens (NASA Ames)<br />
Submm-CO and FIR-[CII] observations of the Rosette Molecular Cloud<br />
Nicola Schnei<strong>de</strong>r (post-doc LAOG)<br />
Bipolar Preplanetary Nebulae: Hydrodynamics of Dusty Winds in BinarySystems<br />
Mark Morris (IAP)<br />
Quelle solution au problème <strong>de</strong> la distance<br />
<strong>de</strong>s Pleia<strong>de</strong>s?<br />
Jean-Clau<strong>de</strong> Mermilliod (Observatoire <strong>de</strong> Genève)<br />
Observations à haute résolution angulaire du gaz ionisé dans les galaxies <strong>de</strong> Seyfert<br />
Pierre Ferruit (University of Maryland)<br />
The Circumnuclear Environment of the Seyfert Galaxies NGC 1068 and NGC 3227<br />
Eva Schinnerer (Max-Planck-Institute for Extraterrestrial Physics)<br />
Turbulence, transport and MHD dynamos in accretion disks<br />
Jim Stone (Université du Maryland)<br />
Exobiologie<br />
André Brack (Orléans)<br />
Vers un nouveau type <strong>de</strong> magnétisme stellaire<br />
165
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
François Lignieres (Observatoire <strong>de</strong> Meudon)<br />
Jeudi 11 Mars<br />
Jeudi 18 Mars<br />
Jeudi 25 Mars<br />
Mardi 6 Avril<br />
Jeudi 8 Avril<br />
Jeudi 22 Avril<br />
Vendredi 23 Avril<br />
Mardi 27 Avril<br />
Vendredi 30 Avril<br />
Mardi 4 Mai<br />
Jeudi 6 Mai<br />
Lundi 17 Mai<br />
Soutenance <strong>de</strong> Thèse<br />
Mardi 18 Mai<br />
Jeudi 20 Mai<br />
Mardi 25 Mai<br />
Jeudi 3 Juin<br />
Jeudi 10 Juin<br />
Vendredi 11 Juin<br />
Jeudi 17 Juin<br />
Vendredi 18 Juin<br />
Jeudi 24 Juin<br />
Mardi 29 Juin<br />
Distribution à gran<strong>de</strong> échelle <strong>de</strong>s étoiles jeunes du voisinage solaire<br />
Patrick Guillout (Obs. Strasbourg)<br />
Le vent solaire est-il accéléré par la présence <strong>de</strong> distributions non-Maxwelliennes dans la couronne ?<br />
Milan Maksimovic (ESA/ ESTEC)<br />
Spectroscopie et Spectro-Imagerie avec Optique Adaptative: Expérience GRAF/ADONIS.<br />
Almas Chalabaev (LAOG)<br />
Mardi 6 Avril La statistique et la formation <strong>de</strong>s étoiles multiples<br />
A. Tokovinine (Institut Sternberg - Observatoire <strong>de</strong> Lyon)<br />
Notion d'espace en physique<br />
Marc Lachieze-Rey (CEA Saclay)<br />
The physics of transonic flows of cold plasma<br />
Serguei Bogovalov (visiteur LAOG)<br />
Les ogres stellaires ou les étoiles mangeuses <strong>de</strong> planètes<br />
Lionel Siess (LAOG)<br />
A Magnetodynamic Mechanism for Astrophysical Jets from Gravitationally Contracting Objects<br />
Y. Uchida (Tokyo)<br />
Accélération diffusive dans les chocs astrophysiques<br />
Alexandre Marcowith (Max PLANCK Institute, Hei<strong>de</strong>lberg)<br />
Disques, planètes extrasolaires et migration<br />
Caroline Terquem (LAOG)<br />
Utilisation <strong>de</strong>s fibres silice en interférométrie stellaire<br />
François Reynaud (IRCOM, Limoges)<br />
Reconstruction <strong>de</strong> la réponse impulsionnelle du système d'optique adaptative ADONIS à partir <strong>de</strong>s mesures<br />
<strong>de</strong> son analyseur <strong>de</strong> front d'on<strong>de</strong> et étu<strong>de</strong> photométrique <strong>de</strong> la variabilité <strong>de</strong>s étoiles YY Orionis<br />
Stephan Har<strong>de</strong>r (LAOG)<br />
Des Invariants Quadratiques aux Invariants Projectifs, Covariance d'échelle en Théorie <strong>de</strong> la Relativité<br />
d'Echelle<br />
Jean-Clau<strong>de</strong> Pisson<strong>de</strong>s (Observatoire <strong>de</strong> Meudon)<br />
Métho<strong>de</strong>s <strong>de</strong> détection <strong>de</strong> la topologie <strong>de</strong> l'espace<br />
Roland Lehoucq (CEA Saclay)<br />
``Backwards'' transport in stratified fluids<br />
Steven Balbus (Université <strong>de</strong> Virginie, USA)<br />
Variations périodiques <strong>de</strong> "veiling'' et d'extinction circumstellaire autour <strong>de</strong> l'étoile<br />
TTauri Classique DF Tau<br />
Alain Chelli (LAOG)<br />
Détection du tore <strong>de</strong> poussières dans les AGN avec l'optique adaptative: les premiers résultats.<br />
Olivier Marco (ESO)<br />
De la poussière interstellaire, <strong>de</strong> l'émission infrarouge <strong>de</strong>s galaxies, et <strong>de</strong>s mesures du<br />
rayonnement cosmologique à 3K<br />
François-Xavier Désert (LAOG)<br />
Quel est l'interêt <strong>de</strong> la "loi" <strong>de</strong> Titius-Bo<strong>de</strong> ?<br />
François Graner (<strong>Laboratoire</strong> Spectrométrie Physique, UJF)<br />
Dynamique <strong>de</strong>s poussières au voisinage du Soleil et expérience LAOG du 11 Août 1999<br />
Lubov' SHESTAKOVA<br />
Proper Motion of the massive black hole candidate Sagittarius-A*<br />
Richard Sramek (NRAO-VLA)<br />
Etu<strong>de</strong> multi-longueurs d'on<strong>de</strong> du microquasar GRS 1915+105 et <strong>de</strong> sources <strong>de</strong> haute énergie <strong>de</strong> la Galaxie<br />
Sylvain Chaty (CESR, Toulouse)<br />
1999/2000<br />
Jeudi 21 Octobre<br />
Vendredi 29 Octobre<br />
Thèse<br />
Mercredi 3 Novembre<br />
Thèse<br />
Mercredi 10 Novembre<br />
Séminaire à l'IRAM<br />
Jeudi 18 Novembre<br />
Les nouveaux enjeux <strong>de</strong> l'astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies<br />
Guy Pelletier (LAOG)<br />
Cinétique et dépendance à la température <strong>de</strong>s réactions neutre-neutre dans le gaz interstellaire froid<br />
Alexandre Faure (LAOG)<br />
Modélisation <strong>de</strong>s jets relativistes et <strong>de</strong> l'émission haute énergie <strong>de</strong>s Blazars et <strong>de</strong>s microquasars galactiques.<br />
Nicolas Renaud (LAOG)<br />
Synthetic Images of Circumbinary Disks<br />
Sarah Maddison (LAOG)<br />
Journées <strong>de</strong>s Thèses du LAOG<br />
(Col <strong>de</strong> Porte)<br />
166
Chapitre D<br />
Annexes<br />
Jeudi 25 Novembre<br />
Séminaire à l'IRAM<br />
Jeudi 2 Décembre<br />
Jeudi 9 Décembre<br />
Jeudi 16 Décembre<br />
Jeudi 6 Janvier<br />
Jeudi 13 Janvier<br />
Jeudi 20 Janvier<br />
Jeudi 3 Février<br />
Jeudi 10 Février<br />
Jeudi 17 Février<br />
(Soutenance <strong>de</strong> thèse)<br />
Jeudi 24 Février<br />
Séminaire à l'IRAM<br />
Jeudi 2 Mars<br />
Jeudi 9 Mars<br />
Séminaire à l'IRAM<br />
Jeudi 16 Mars<br />
Jeudi 23 Mars<br />
Séminaire à l'IRAM<br />
Jeudi 30 Mars<br />
Jeudi 6 Avril<br />
Séminaire à l'IRAM<br />
Jeudi 13 Avril<br />
Jeudi 20 Avril<br />
Jeudi 11 Mai<br />
Jeudi 18 Mai<br />
Séminaire à l'IRAM<br />
Jeudi 25 Mai<br />
Mercredi 31 Mai<br />
Mercredi 7 Juin<br />
Soutenance <strong>de</strong> Thèse<br />
Jeudi 22 Juin<br />
Vendredi 23 Juin<br />
Soutenance <strong>de</strong> Thèse<br />
Jeudi 6 Juillet<br />
Soutenance <strong>de</strong> Thèse<br />
Vendredi 7 Juillet<br />
Soutenance <strong>de</strong> Thèse<br />
Rayonnement cosmique <strong>de</strong> ultra-haute énergie et champs magnétiques extra-galactiques<br />
Martin Lemoine (DARC, OPM)<br />
FTS submillimeter atmospheric opacity measurements on Mauna Kea<br />
Juan Pardo (Caltech)<br />
Origine et impact évolutif <strong>de</strong>s champs magnétiques <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> type solaire<br />
Jean-Francois Donati (Obs. Midi-Pyrénées)<br />
Histoire <strong>de</strong> la découverte <strong>de</strong> la photographie<br />
Jean Bérezné (LAOG)<br />
Etoiles à Neutrons comme Sources d'On<strong>de</strong>s Gravitationnelles<br />
Jose Pacheco (Obs. Cote d'Azur)<br />
The rotational and photometric evolution of T Tauri stars<br />
Cathy Clarke (Cambridge, UK)<br />
Les sursauts Gamma<br />
Robert Mochkovitch (IAP)<br />
Disque d'accrétion, champ magnétique et jet: un trio turbulent<br />
Fabien Casse (LAOG)<br />
La topologie cosmique: résultats récents<br />
Boud Roukema (IUCAA, Pune, In<strong>de</strong>)<br />
Nucléosynthèse dans les étoiles <strong>de</strong> la branche asymptotique: du cœur dégénéré a l'enveloppe circumstellaire<br />
Emmanuel Dufour (LAOG)<br />
Comment approcher la structure <strong>de</strong>s Noyaux Actifs <strong>de</strong> Galaxies<br />
Danielle Alloin<br />
La Matière Moléculaire dans les Nébuleuses Planétaires<br />
Pierre Cox (IAS, Orsay)<br />
Distribution pério<strong>de</strong>-luminosité-couleur <strong>de</strong>s Variables à Longue Pério<strong>de</strong> et test <strong>de</strong>s modèles <strong>de</strong> pulsation<br />
Dominique Barthes (Univ. Barcelona)<br />
Analyse spectrale paramétrique et temps-fréquence <strong>de</strong> séries temporelles à échantillonnage irrégulier -<br />
Application aux étoiles variables<br />
Sylvie Roques (Obs. Midi-Pyrénées)<br />
Etu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la dynamique <strong>de</strong>s variables à longue pério<strong>de</strong> <strong>de</strong> type Mira<br />
Rodrigo Alvarez (Univ. Bruxelles)<br />
L'émission du carbone dans les galaxies<br />
Maryvonne Gerin (DEMIRM, OPM)<br />
Un<strong>de</strong>rstanding the Dynamics and Evolution of Luminous Mergers<br />
Linda Tacconi (MPI Garching)<br />
The envelopes around young low-mass protostars<br />
C. Ceccarelli (LAOG)<br />
Les structures magnétiques solaires et leur dynamique à gran<strong>de</strong> échelle<br />
Na<strong>de</strong>ge Meunier (OMP, LAOG)<br />
NAOS: théorie et pratique<br />
équipe NAOS (LAOG)<br />
VLBI at Millimeter Wavelengths - Studying Compact Radio Sources withMicroarcsecond Resolution<br />
Thomas Krichbaum (MPIR, Bonn)<br />
Sub-Millimeter Science with the Heinrich Hertz Telescope<br />
Tom Wilson (SMTO, Arizona)<br />
Le fond diffus cosmologique: les résultats <strong>de</strong> BOOMERanG et MAXIMA: un(grand) pas sur le long chemin<br />
<strong>de</strong>s satellites COBE à PLANCK...<br />
François Bouchet (IAP)<br />
Etu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la morphologie et <strong>de</strong> la cinématique <strong>de</strong> L'émission <strong>de</strong>s raies interdites autour <strong>de</strong>s étoiles T Tauri.<br />
Claudia Lavalley (LAOG)<br />
Les galaxies naines jeunes et l'hélium primordial<br />
Trinh Xuan Thuan (Université <strong>de</strong> Virginie, USA)<br />
tu<strong>de</strong> analytique et numérique du développement d'instabilités MHD dans <strong>de</strong>s structures d'accrétion-éjection<br />
magnétisées<br />
Evy Kersale (LAOG)<br />
Physico-chimie <strong>de</strong>s atomcules d'hélium antiprotonique: Modélisation <strong>de</strong> processus réactifs en présence<br />
d'antimatiere<br />
Sebastien Sauge (LAOG)<br />
Les systèmes binaires jeunes et leur environnement proche: observations à haute résolution angulaire<br />
Gaspard Duchêne (LAOG)<br />
167
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Lundi 10 Juillet<br />
Soutenance <strong>de</strong> Thèse<br />
Modélisation <strong>de</strong>s ionosphères planétaires et <strong>de</strong> leur rayonnement: la Terre et Mars<br />
Olivier Witasse (LPG)<br />
2000/2001<br />
Mardi 12 Septembre<br />
Séminaire Tech. IRAM<br />
Jeudi 14 Septembre<br />
Mardi 26 Septembre<br />
(IRAM)<br />
Mercredi 27 Septembre<br />
Mercredi 11 Octobre<br />
Jeudi 12 Octobre<br />
Jeudi 19 Octobre<br />
Mercredi 25 Octobre<br />
(Habilitation)<br />
Jeudi 26 Octobre<br />
Jeudi 9 Novembre<br />
Vendredi 17 Novembre<br />
(Thèse)<br />
Vendredi 1 Décembre<br />
(Thèse)<br />
Vendredi 8 Décembre<br />
Jeudi 14 Décembre<br />
Jeudi 11 Janvier<br />
Jeudi 18 Janvier<br />
Mardi 23 Janvier<br />
(E.D. TUE) Amphi A1DSU<br />
Jeudi 25 Janvier<br />
Jeudi 15 Février<br />
Mardi 20 Février<br />
(SeminaireE.D. TUE)<br />
Jeudi 22 Février<br />
Jeudi 1 Mars<br />
Vendredi 9 Mars<br />
(Soutenance <strong>de</strong> Thèse)<br />
Mardi 20 Mars<br />
(Séminaire E.D. TUE)<br />
Jeudi 22 Mars<br />
Jeudi 29 Mars<br />
Jeudi 5 Avril<br />
Submillimeter Optics<br />
Stafford Withington (MRAO, Cambridge University)<br />
Large Champs magnétiques à gran<strong>de</strong> et petites échelles dans les disques d'accrétion<br />
Anne Bardou (Newcastle, UK)<br />
Physical Conditions in pre-protostellar cores<br />
M. Walmsley (Arcetri, Florence)<br />
Pre-Main-Sequence stars of intermediate mass: a step toward un<strong>de</strong>rstanding the formation of massive stars.<br />
A. Natta (Arcetri, Florence)<br />
Interstellar ice bands as a tracer of protostellar evolution<br />
Adwin Boogert (CIT, USA)<br />
Un Polar atypique: BY Cam<br />
Martine Mouchet (OPM)<br />
Une petite histoire du co<strong>de</strong> ZEUS3D<br />
David Clarke Saint Mary's University (Halifax, Canada)<br />
Manuel Forestini (LAOG)<br />
EC 14026: une nouvelle classe étoiles pulsantes prometteuse<br />
Malvina Billeres (Univ. Montréal)<br />
Journées scientifiques du LAOG à Evian<br />
Evolution <strong>de</strong>s Disques Planétaires:Observations, Modélisation et Perspectives Instrumentales<br />
Jean-Charles Augereau (LAOG)<br />
Jonctions Supraconductrices à Effet Tunnel pour le comptage <strong>de</strong> photons en astronomie<br />
Bertrand Delaët<br />
L'émission à haute énergie <strong>de</strong>s sources accrétantes contenant un trou noir: modèles et contraintes<br />
observationelles.<br />
Julien Malzac<br />
La stabilité MHD <strong>de</strong>s jets<br />
Hubert Baty (Obs. Strasbourg)<br />
Imagerie Doppler-Interférométrique d'étoiles<br />
Slobodan Jankov (OCA)<br />
Synchrotron L'émission from relativistic blastwaves<br />
Turlough Downes (Dublin)<br />
Origin and evolution of life and planetary atmospheres<br />
C. McKay (NASA, Ames)<br />
Imagerie à la limite <strong>de</strong> diffraction dans le visible avec SPID: principes et premiers résultats astrophysiques<br />
(reporte à une date ultérieure) (Michel Tallon) (CRAL)<br />
Jets relativistes<br />
S. Bogovalov (Moscou)<br />
Dynamo numérique et expérimentale: nouveau regard sur le noyau terrestre<br />
P. Cardin (OSUG)<br />
Etoiles <strong>de</strong> faible masse et naines brunes dans les variables cataclysmiques<br />
I. Baraffe (CRAL)<br />
Les sursauts gamma: rôle <strong>de</strong> l´environnement <strong>de</strong> la source.<br />
F. Daigne (ESO Garching)<br />
Systèmes d'optique adaptative avec étoiles laser: du système classique aux métho<strong>de</strong>s multi-conjuguées<br />
E. Viard (ESO / LAOG)<br />
Turbulence en systèmes finis: applications astrophysiques et géophysiques<br />
B. Dubrulle (OMP)<br />
SPIN: spectro-polarimetrie interferométrique<br />
K. Perraut (LAOG)<br />
Analyse statistique <strong>de</strong>s effets <strong>de</strong> distorsion gravitationnelle et cosmologie<br />
Y. Mellier (IAP et OPM DEMIRM)<br />
Les premières observations envisagées avec le VLTI<br />
B. Lopez (OCA)<br />
168
Chapitre D<br />
Annexes<br />
Jeudi 12 Avril<br />
Jeudi 19 Avril<br />
Mardi 24 Avril<br />
(Séminaire E.D. TUE)<br />
Jeudi 3 Mai<br />
Jeudi 10 Mai<br />
a l'IRAM<br />
Jeudi 17 Mai<br />
Jeudi 31 Mai<br />
Mardi 5 Juin<br />
(Soutenance <strong>de</strong> Thèse)<br />
Jeudi 7 Juin<br />
Jeudi 14 Juin<br />
(Séminaire E.D. TUE)<br />
Mardi 26 Juin<br />
(Soutenance <strong>de</strong> Thèse)<br />
Jeudi 28 Juin<br />
De l'effondrement proto-stellaire à la formation <strong>de</strong>s amas d'étoiles<br />
F. Motte (Caltech)<br />
Mass Function of Young Stellar Clusters: from Sigma Orionis to M35<br />
D. Barrado (Madrid)<br />
Accretion in the inner solar system<br />
A. Halliday (ETH, Zurich)<br />
L'étu<strong>de</strong> du contenu moléculaire du gaz à grand redshift: mesure <strong>de</strong> la température du CMB à z=2.3<br />
P. Petitjean (IAP)<br />
L'astronomie en ligne: <strong>de</strong>s observations aux résultats. - Vers l'Observatoire Virtuel.<br />
F. Genova (CDS, Strasbourg)<br />
How to (or How Not to) Estimate the Ages of Young Stars<br />
J. Stauffer (Caltech)<br />
Gas and Dust in Prestellar Cores<br />
P. Caselli (Arcetri, Florence)<br />
Les étoiles <strong>de</strong> très faible masse du voisinage solaire: Multiplicité et relation masse-luminosité<br />
D. Segransan (LAOG)<br />
Brown Dwarfs: Origins, Evolution and Fate<br />
E. Martin (IfA, Hawaii)<br />
Les météorites: <strong>de</strong> la fiction à la science (1768-1803)<br />
J.-P. Poirier (IPG, Paris)<br />
Jets MHD issus <strong>de</strong> disques d'accrétion turbulents et Transport <strong>de</strong>s Rayons Cosmiques dans une turbulence<br />
magnétique<br />
F. Casse (LAOG)<br />
(VLTI/VINCI)<br />
Vincent Cou<strong>de</strong> du Foresto (Despa, OPM)<br />
2001/<strong>2002</strong><br />
Mardi 28 Août<br />
14h30<br />
Jeudi 13 Septembre<br />
Jeudi 27 Septembre<br />
Jeudi 4 Octobre<br />
Mardi 9 Octobre<br />
Vendredi 19 Octobre<br />
14h00<br />
Mardi 30 Octobre<br />
Jeudi 8 Novembre<br />
Jeudi 15 Novembre<br />
Jeudi 22 Novembre<br />
Jeudi 29 Novembre<br />
Jeudi 6 Décembre<br />
13-15 Décembre<br />
Jeudi 20 Décembre<br />
Jeudi 10 Janvier<br />
(a l'IRAM)<br />
Jeudi 17 Janvier<br />
(a l'IRAM)<br />
La mission spatiale "Terrestrial Planet Fin<strong>de</strong>r"<br />
Peter Lawson (JPL/NASA)<br />
Structure et fonction <strong>de</strong> masse du halo stellaire et du disque épais <strong>de</strong> la Galaxie<br />
Celine Reyle (Obs. Besancon)<br />
Vers une modélisation non-standard <strong>de</strong> la turbulence dans les disques circumstellaires<br />
Franck Hersant (Obs. Paris, DESPA)<br />
La dynamo galactique<br />
Katia Ferriere (OMP)<br />
Herbig-Haro jets, disintegrating triple systems, and brown dwarfs: pieces of a puzzle<br />
Bo Reipurth (CASA, Boul<strong>de</strong>r)<br />
Qualification <strong>de</strong> IONIC, instrument <strong>de</strong> recombinaison interférométrique base sur <strong>de</strong>s composants d'optique<br />
planaire dédie à l'astronomie<br />
Pierre Haguenauer (LAOG)<br />
Transonic Magnetohydrodynamic Flows in laboratory and astrophysical plasmas<br />
Hans Goedbloed (Institute for Plasma physics, NH)<br />
(Mo<strong>de</strong>ls of puffed circumstellar disks)<br />
Kees Dullemond (MPIA/Garching)<br />
Evolution moléculaire aux origines <strong>de</strong> la vie<br />
Jean-Luc Decout (UJF)<br />
The embed<strong>de</strong>d phase of high-mass star formation<br />
Floris van <strong>de</strong>r Tak (MPIR, Bonn)<br />
L'Observatoire FUSE: <strong>de</strong>s disques circumstellaires aux galaxies bleues compactes<br />
Alain Lecavelier (IAP)<br />
Electron stimulated chemistry in astrophysics<br />
Jonathan Tennyson (University College London)<br />
European School: "Young stellar clusters, the angular limit"<br />
(LAOG)<br />
Les instruments du VLTI et la préparation <strong>de</strong>s premières observations<br />
Fabien Malbet (LAOG)<br />
Les toutes premières générations d'étoiles observées au VLT<br />
Vanessa Hill (OPM, Dasgal)<br />
Génétique et génomique: état <strong>de</strong>s lieux et discussions sur quelques enjeux<br />
Jean-Pierre Rousset (Institut <strong>de</strong> Génétique et Microbiologie, Orsay)<br />
169
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
Jeudi 31 Janvier<br />
Jeudi 7 Février<br />
Imagerie grand-champ d'amas stellaires et implications sur la dynamique<br />
Gilles Bergond (OPM)<br />
The stellar metallicity-giant planet connection<br />
Nuno Santos (Obs. Geneve)<br />
Mardi 12 Février<br />
Jeudi 14 Février<br />
Jeudi 21 Février<br />
Jeudi 28 Février<br />
Mardi 5 Mars<br />
Jeudi 7 Mars<br />
Jeudi 14 Mars<br />
Jeudi 21 Mars*<br />
Gaz moléculaire dans le noyau <strong>de</strong> NGC1068, à partir <strong>de</strong> spectroscopie NIR avec ISAAC<br />
Emmanuel Galliano (ESO)<br />
Simulations <strong>de</strong>s capacités d'imagerie grand champ d'ALMA<br />
Jerome Pety (IRAM)<br />
Accélération au choc dans les restes <strong>de</strong> supernovae<br />
Jean Ballet (CEA, Saclay)<br />
Les d'étoiles <strong>de</strong> l'AGB, <strong>de</strong> l'IRTS à RESPIRE<br />
Thibaut Lebertre (DEMIRM)<br />
Les gran<strong>de</strong>s molécules riches en carbone<br />
José Cernicharo<br />
Observation <strong>de</strong>s disques circumstellaires en infrarouge moyen<br />
Pierre-Olivier Lagage (CEA, Saclay)<br />
Unlocking the Secrets of Protostars with High Resolution Spectroscopy<br />
Dan Jaffe (MPE, Munich)<br />
(Gamma-ray bursts)<br />
Fre<strong>de</strong>ric Daigne (IAP)<br />
Jeudi 28 Mars* (A. Blanchard)<br />
Mercredi 3 Avril<br />
Jeudi 4 Avril<br />
Jeudi 11 Avril<br />
Jeudi 18 Avril<br />
Jeudi 25 Avril<br />
Jeudi 2 Mai<br />
Jeudi 20 Juin<br />
Cristallographie cosmique<br />
Jean-Pierre Luminet (Luth, OPM)<br />
Keivan Stassun<br />
(Univ. Wisconsin)<br />
Molecules in the Diffuse Interstellar Medium at Low and High Redshift<br />
Harvey S. Liszt (NRAO)<br />
Juergen Steinacker<br />
(Univ. Iena)<br />
De l'origine <strong>de</strong> la turbulence dans les disques d'accrétion<br />
Pierre-Yves Longaretti (LAOG)<br />
Eric Fossat<br />
(UNSA, Nice)<br />
Pavel Kroupa<br />
(Univ. Kiehl)<br />
170
Chapitre E<br />
Publications<br />
E – Publications<br />
Image composite <strong>de</strong> Saturne obtenue en infrarouge proche (ban<strong>de</strong>s H et K) avec le système d'optique<br />
adaptative NAOS et sa caméra CONICA sur le télescope YEPUN du VLT (8 Décembre 2001). Saturne est à<br />
1209 millions <strong>de</strong> km et proche <strong>de</strong> l'inclinaison maximale du plan <strong>de</strong>s anneaux. Elément remarquable, le<br />
point sombre, d'un diamêtre <strong>de</strong> 300 km, situé au pôle sud était caché lors du survol par Voyager en 1982.<br />
Découvert au Pic du Midi, il est ici observé pour la première fois en infrarouge. Le satellite Thetys,<br />
visible au-<strong>de</strong>ssous du pôle, a servi <strong>de</strong> référence pour le guidage du télescope (tiré <strong>de</strong> ESO Press Photos<br />
04/02; cf. C-1).<br />
171
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
1 Publications dans <strong>de</strong>s revues à comité <strong>de</strong> lecture<br />
1998<br />
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[T-2] Corporon P. "Binarité <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> Herbig", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (1998).<br />
[T-3]<br />
Geoffray H. "Etu<strong>de</strong> et réalisation d'une caméra thermique <strong>de</strong>stinée à un système d'optique<br />
179
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
adaptative. Application à l'étu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la matière circumstellaire autour d'étoiles binaires pré-séquence principale", Thèse<br />
<strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (1998).<br />
[T-4] Gougeon S. "Contribution expérimentales: l'astrophysique en rayons X", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J.<br />
Fourier, Grenoble (1998).<br />
[T-5]<br />
[T-6]<br />
[T-7]<br />
[T-8]<br />
[T-9]<br />
[T-10]<br />
[T-11]<br />
[T-12]<br />
[T-13]<br />
[T-14]<br />
[T-15]<br />
[T-16]<br />
[T-17]<br />
[T-18]<br />
[T-19]<br />
[T-20]<br />
[T-21]<br />
Le Mignant D. "Imagerie, Coronographie et Spectroscopie en Optique Adaptative. Application à<br />
l'étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s enveloppes circumstellaires <strong>de</strong>s étoiles LBVs", Thèse <strong>de</strong> l' Université Paris-VII, Grenoble (1998).<br />
(1998).<br />
Loinard L. "Le gaz moléculaire dans la galaxie d'Andromè<strong>de</strong>", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble<br />
Petrucci P. O. "Emission haute énergie <strong>de</strong>s galaxies <strong>de</strong> Seyfert: théorie et observations", Thèse <strong>de</strong><br />
l' Univ. J. Fourier, Grenoble (1998).<br />
Désert F. X. "De la poussière interstellaire, <strong>de</strong> l'émission infrarouge <strong>de</strong>s galaxies, et <strong>de</strong>s mesures<br />
du rayonnement cosmologique à 3 K", Diplôme d'Habilitation <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (1999).<br />
Faure A. "Cinétique et dépendance en température <strong>de</strong>s réactions neutre-neutre dans le gaz<br />
interstellaire froid", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (1999).<br />
Har<strong>de</strong>r S. "Reconstruction <strong>de</strong> le réponse impulsionnelle du système d'optique adaptative Adonis à<br />
partir <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong> son analyseur <strong>de</strong> surface d'on<strong>de</strong> et étu<strong>de</strong> photomètrique <strong>de</strong> la variabilité <strong>de</strong>s étoiles YY Orionis",<br />
Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (1999).<br />
Renaud N. "Modèlisation <strong>de</strong>s jets relativistes et <strong>de</strong> l'émission haute-énergie <strong>de</strong>s blazars et<br />
microquasars galactiques", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (1999).<br />
Augereau J. C. "Evolution <strong>de</strong>s disques planétaires: observations, modélisation et perspectives<br />
instrumentales", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (2000).<br />
Delaët B. "Jonctions supraconductrices à effet tunnel pour le comptage <strong>de</strong> photons en astronomie",<br />
Thèse <strong>de</strong> l' Institut National Polytechnique <strong>de</strong> Grenoble, Grenoble (2000).<br />
Duchène G. "Les systèmes binaires jeunes et leur environnement proche: observations à haute<br />
résolution angulaire", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (2000).<br />
Dufour E. "Nucléosynthèse dans les étoiles <strong>de</strong> la branche asymptotique, du coeur dégénéré à<br />
l'enveloppe circumstellaire", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (2000).<br />
Kersalé E. "Étu<strong>de</strong> analytique et numérique du développement d'instabilités MHD dans <strong>de</strong>s<br />
structures d'accrétion-éjections magnétisées", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (2000).<br />
Lavalley C. "Etu<strong>de</strong> <strong>de</strong> la cinématique et la morphologie <strong>de</strong> l'émission <strong>de</strong>s raies interdites autour <strong>de</strong>s<br />
étoiles TTauri", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (2000).<br />
Sauge S. "Physico-chimie <strong>de</strong>s atomcules d'hélium antiprotonique: modélisation <strong>de</strong> processus<br />
réactifs en présence d'antimatière", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, (2000).<br />
Casse F. "Du lancement <strong>de</strong> jets MHD aux rayons cosmiques: la fonction <strong>de</strong> la turbulence<br />
magnétique", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (2001).<br />
Haguenauer P. "Qualification <strong>de</strong> Ionic, instrument <strong>de</strong> recombinaison interférometrique basé sur <strong>de</strong>s<br />
composants d'optique planaire dédiés à l'astronomie", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (2001).<br />
Maillard N. "Calcul haute-performance et mécanique quantique: analyse <strong>de</strong>s ordonnancements en<br />
temps et en mémoire", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, Grenoble (2001).<br />
[T-22] Ségransan D. "Relation masse-luminosité <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> très faible masse", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J.<br />
Fourier, (2001).<br />
[T-23]<br />
Viard E. "Système d'optique adaptative avec étoiles laser: du système classique aux métho<strong>de</strong>s<br />
multi-conjuguées", Thèse <strong>de</strong> l' Univ. J. Fourier, (2001).<br />
3 Revues et communications invitées dans <strong>de</strong>s colloques<br />
internationaux<br />
1998<br />
[I-1]<br />
[I-2]<br />
[I-3]<br />
[I-4]<br />
Feautrier P. "Comptage <strong>de</strong> photons dans l'infrarouge avec <strong>de</strong>s détecteurs STJ: état <strong>de</strong> l'art et perspectives" in Congrès<br />
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Forveille T., Delfosse X. & Epchtein N. "In Quest of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs with Near-Ir Surveys" in<br />
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1999<br />
180
Chapitre E<br />
Publications<br />
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[I-10]<br />
[I-11]<br />
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Ménard F., Dougados C. & Lavalley C. "Accretion Disks and Stellar Jets Around T Tauri Stars" in Astronomy with<br />
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Bouvier J. & Corporon P. "Herbig Ae-Be visual binaries" in IAU Symposium 200: "Birth and Evolution of Binary Stars",<br />
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Dutrey A. "Interferometry observations of disks around PMS binary stars" in IAU Symposium 200 on Formation of<br />
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[I-25]<br />
[I-26]<br />
[I-27]<br />
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Dutrey A., Guilloteau S. & Guélin M. "Observations of the Chemistry in Circumstellar Disks" in Astrochemistry: From<br />
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Ferreira J. "Theory of magnetized accretion discs driving jets" in Xth Aussois School "Star Formation and the Physics of<br />
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Guilloteau S. & Dutrey A. "Featured object: CG Tau - the Ringworld Revisited" in IAU Symposium 200 on Formation of<br />
binary stars, Postdam, 10-15 April 2000, ASP CS, (2000).<br />
Kern P., Berger J.-P., Haguenauer P., Malbet F. & Rousselet-Perraut K. "Planar integrated optics contribution to<br />
instrumentation for interferometry" in Interferometry in Optical Astronomy, Munich (Germany), (eds. P. Léna & A.<br />
Quirrenbach), 4006, p 974 (SPIE 4006, 2000).<br />
Lagrange A.-M., Backman D. E. & Artymowicz P. "Planetary Material around Main-Sequence Stars" in Protostars and<br />
Planets IV, May 1, 2000, p 639 (2000).<br />
[I-29] Lagrange A. M. & Beust H. "Second generation disks: the gaseous content" in IAU Symposium, January 1, 2000, 202,<br />
p 24 (2000).<br />
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Lagrange A. M. & Mouillet D. "Observations of Disks and Faint Companions with NAOS" in ESO Symposium: From<br />
Extrasolar Planets to Cosmology - The VLT Opening Symposium., Antofagasta, Chile, January 1, 2000, (eds. Bergeron<br />
J. & Renzini A.), p 521 (Berlin: Springer-Verlag, 2000).<br />
[I-31] Malbet F. "Introduction to Optical/Near-Infrared Interferometers" in IRAM Millimeter Interferometry Summer School 2,<br />
Grenoble (France), (ed. A. Dutrey), p 41 (Institut <strong>de</strong> Radio Astronomie Millimétrique, 2000).<br />
[I-32]<br />
Ménard F. "A New Look at Star Formation with Adaptive Optics at CFHT" in American Astronomical Society Meeting,<br />
December 1, 2000, 197, (2000).<br />
181
<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
[I-33]<br />
[I-34]<br />
[I-35]<br />
Ménard F., Dougados C., Duchène G., Bouvier J., Duvert G., Lavalley C., Monin J.-L. & Beuzit J.-L. "Studying the<br />
star formation process with adaptive optics" in Adaptive Optical Systems Technology, July 1, 2000, (ed. Wizinowich<br />
Peter L.), Proc. SPIE 4007, p 816-826 (2000).<br />
Merline W. J., Close L. M., Dumas C., Shelton J. C., Ménard F., Chapman C. R. & Slater D. C. "Discovery of<br />
Companions to Asteroids 762 Pulcova and 90 Antiope by Direct Imaging" in AAS/Division of Planetary Sciences<br />
Meeting, October 1, 2000, 32, (2000).<br />
Mouillet D. "Etu<strong>de</strong> comparée <strong>de</strong> l'intérêt <strong>de</strong>s observations optique-infrarouge et ALMA sur l'horizon 2010" in Journées<br />
ALMA, Institut <strong>d'Astrophysique</strong> <strong>de</strong> Paris, (2000).<br />
[I-36] Pelletier G. "Magnetiszed flows near starsand compact objects" in Physics of Space, Meudon, (2000).<br />
[I-37]<br />
Pelletier G. "Particle acceleration and gamma ray emission" in Symposium on gamma ray astrophysics, Hei<strong>de</strong>lberg,<br />
(2000).<br />
[I-38] Pelletier G. "Lectures on the acceleration of the astroparticles" in Workshop UHECR, Meudon, (2000).<br />
[I-39]<br />
[I-40]<br />
[I-41]<br />
Pelletier G., Kersalé E. & Longaretti P.-Y. "The magnetized accretion-ejection flows and their transport issues" in<br />
Physics of accretion and associated outflows, Copenhague, (2000).<br />
2001<br />
Beuzit J.-L. "Adaptive optics in astronomy: where are we?" in SF2A-2001: Semaine <strong>de</strong> l'Astrophysique Francaise, May<br />
1, 2001, p 14 (2001).<br />
Désert F.-X., Benoît A., Camus P., Giard M., Pointecouteau E., Aghanim N., Bernard J.-P., Coron N., Lamarre J.-<br />
M. et al. "The DIABOLO photometer and the future of ground-based millimetric bolometer <strong>de</strong>vices" in Conference on<br />
Experimental Cosmology at millimetre wavelengths, Proc. of 2K1BC, (2001).<br />
[I-42] Feautrier P. "New <strong>de</strong>tectgor perspectives for thigh angular resolution astronomy" in SF2A-2001: Semaine <strong>de</strong><br />
l'Astrophysique Francaise, Lyon, May 28-June 1, 2001, EDPS Conf. Ser., p 54 (2001).<br />
[I-43] Kern P. & Haguenauer P. "MOEMS (et optique intégrée) pour l'optique astronomique" in MEMS et MOEMS: <strong>de</strong><br />
nouvelles solutions pour les applications optiques, Paris, Société Française d'Optique, (OPTO 2001, 2001).<br />
[I-44]<br />
[I-45]<br />
[I-46]<br />
[I-47]<br />
[I-48]<br />
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Malbet F. & Berger J.-P. "Probing the environment of young stars with optical interferometry" in Joint European and<br />
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[C-63] Merline W. J., Close L. M., Dumas C., Chapman C. R., Roddier F., Ménard F., Colwell W., Slater D. C., Duvert G.<br />
et al. "Discovery of Asteroidal Satellite S/1998 (45) 1" in AAS/Division of Planetary Sciences Meeting, September 1,<br />
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ASP Conf. Ser. 194, p 443 (1999).<br />
[C-65] Ollivier M., Mariotti J.-M., Léger A., Michel G., Sekulic P., Bouchareine P., Brunaud J., Coudé du Foresto V.,<br />
Menesson B. et al. "Nulling interferometry for the DARWIN Mission - Laboratory <strong>de</strong>monstration experiment" in Darwin<br />
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