Rapport quadriennal 2002 - Laboratoire d'Astrophysique de l ...

LABORATOIRE D’ASTROPHYSIQUE
DE
GRENOBLE
UMR 5571 ((SDU//CNRS -- UJF Grrenobl le I)) I
RAPPORT D’ACTIVITE
1999-2001
ET DE
PROSPECTIVE
2003 - 2006

Couverture: Image composite de la région très absorbée de formation d'étoiles centrée sur l'objet Becklin-
Neugebauer dans le cœur de la nébuleuse d'Orion. L'image, de 20 x 25 arcs, est composée de poses obtenues en
raies de l'hydrogène moléculaire, à 2.12 microns (réprésentée en bleu) et de l'hydrogène ionisé, centrée sur la
bande K à 2.2 microns (en rouge), ainsi que de leur moyenne (en vert). Les données proviennent des premières
observations avec NAOS-CONICA fin Novembre 2001, sur le télescope YEPUN (UT 4) du VLT de l'ESO au Mont
Paranal, qui ont fait l'objet du communiqué de presse ESO-PR 25/01. L'implication du LAOG dans le projet
NAOS est décrite en chapitre C-1.
2

Sur un exercice quadriennal particulier
A la demande de nos tutelles, ce rapport d'activité a été établi très en avance de la fin de la période
quadriennale (Janvier 1999 à Décembre 2002). Contrairement aux exercices précédents, il couvre donc une
période effective de 3 ans (Janvier 1999 à Décembre 2001), sauf en ce qui concerne les publications qui sont
listées, à la demande du ministère, de 1998 compris à 2001. Ces publications recoupent donc pour l'année
1998 celles déjà mentionnées dans le rapport d'activité précédent (1995-1998).
Le prochain quadriennal portant sur les années 2003 à 2006, la prospective concerne en principe ces années.
Toutefois, les équipes ont plutôt pris en compte l'année 2002, non incluse dans le bilan, dans la réflexion
prospective. Une prospective à 5 ans ayant une portée limitée, on peut légitimement se demander si la
transition en cours ne conduit pas à plaider pour une transformation de cet exercice quadriennal, si son
"avance de phase" sur la fin du quadriennal et du mandat du directeur d'unité devait être maintenu. En
particulier, il est difficile de considérer que bilan et prospective doivent continuer à porter sur la période
couverte par la contractualisation de l'unité et le mandat de son directeur.
Indépendamment de cette réflexion, le calendrier de cet exercice quadriennal vaut d'être souligné:
• Démarrage de l'exercice prospective à l'UFR de physique au printemps 2001,
• Démarrage de l'exercice à l'OSUG peu avant l'été,
Démarrage de l'exercice global pour le LAOG en Octobre 2001,
Comité d'évaluation en Janvier 2002 et finalisation des documents en Février.
Soit une mobilisation, certes non exclusive, des équipes et des structures de l'unité pendant 9 mois!
Mobilisation particulièrement lourde du fait notamment de la mise en place des nouvelles structures de
l'OSUG élargi.
Pendant la même période auront dû être gérés: la livraison et les tests de NAOS sur le VLT, la mise en place
de la procédure RECA des marchés publics CNRS, puis son annulation, la suite des graves problèmes de
reliquats UJF, le passage à l'Euro, la mise en place de l'ARTT, la finalisation d'AFIP et la programmation de
recrutements critiques, la réflexion sur le pôle technologique Grand Sud-Est, la révision de notre convention
avec le CENG, le lancement des contacts européens du JMMC, et enfin l'arrivée d'un appel d'offre ESO pour
la 2 e génération d'instruments VLT, outre le basculement d'exercice comptable de fin d'année alourdi par la
gestion de NABUCO par les UMR.
Dans ce contexte, particulièrement peu propice à la réflexion de fond nécessaire, ce rapport quadriennal est
sans doute incomplet et inhomogène. Il reflète néanmoins une activité importante des équipes et leur actions
à tous niveaux répondant en de nombreux points - échanges et collaborations notamment à l'international, via
réseaux et contrats d'agence ou de la CE - aux souhaits de nos tutelles.
Cette activité et sa qualité méritent que soient mieux appréciées à l'avenir les contraintes véritablement
excessives eu égard à ses engagements et obligations que le calendrier de cet exercice quadriennal aura
imposé au LAOG.
Ce rapport a été préparé par C. Perrier, P.Y. Longaretti et F. Bouillet avec les contributions des responsables
d’équipes et d’opérations qui en ont centralisé les rédactions au sein de celles-ci. A. Blanc, G. Buisson, G.
Duvert, M. Forestini, J.-L. Monin, P. Puget ont contribué aux parties génériques du document. J.-P. Gratier a
fourni la partie descriptive du contexte « Observatoire ».
Version 4 du 22 Février 2002
3

Table des matières
A - PRÉSENTATION GÉNÉRALE 7
1 PRÉSENTATION DU LABORATOIRE 8
1.1 L’OBSERVATOIRE DE GRENOBLE 8
1.2 LE LABORATOIRE D’ASTROPHYSIQUE 9
1.3 LIENS AVEC L'OBSERVATOIRE ET L'UFR DE PHYSIQUE 9
2 ORGANISATION 11
2.1 COMITÉ EXÉCUTIF 11
2.2 CONSEIL DE LABORATOIRE 13
2.3 CIRCULATION DE L’INFORMATION 13
2.4 THÈMES ET ÉQUIPES 13
2.5 JOURNÉES DU LABORATOIRE 15
2.6 GESTION 15
3 ELÉMENTS SYNTHÉTIQUES DE BILAN ET PROSPECTIVE 16
3.1 BILAN ET PROSPECTIVE: QUELQUES GÉNÉRALITÉS DE POLITIQUE SCIENTIFIQUE 16
3.2 L’ACTIVITÉ SCIENTIFIQUE DU LAOG PAR TYPE D’ACTIVITÉ 17
3.3 ELÉMENTS DE BILAN ET DE PROSPECTIVE PAR THÈME SCIENTIFIQUE 19
3.4 STATISTIQUE DES PUBLICATIONS 25
4 COLLABORATIONS NATIONALES ET INTERNATIONALES 27
4.1 COLLABORATIONS INTERNATIONALES FORMALISÉES 27
4.2 COLLABORATIONS EN FRANCE FORMALISÉES 27
4.3 SÉJOURS À L'ÉTRANGER 28
4.4 LIENS AVEC L'INDUSTRIE 28
5 RESSOURCES HUMAINES 30
5.1 PERSONNEL CHERCHEUR 30
5.2 PERSONNEL TECHNIQUE ET ADMINISTRATIF 30
5.3 RÉCAPITULATIF DES PERSONNELS PERMANENTS 31
5.4 ANALYSE DE L'ÉVOLUTION 33
5.5 PROSPECTIVE EN POSTES CHERCHEUR 34
5.6 PROSPECTIVE EN POSTES ITA 37
6 MOYENS 42
6.1 COMPOSANTE TECHNIQUE 42
6.2 SERVICES D'OBSERVATION 43
6.3 INFORMATIQUE 44
B - THÈMES: BILAN ET PROSPECTIVE 49
1 HAUTE ÉNERGIE ET PLASMAS ASTROPHYSIQUES 50
1.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 50
1.2 FAITS SAILLANTS 50
1.3 HISTORIQUE ET ÉVOLUTION 50
1.4 THÉMATIQUE ET BILAN 51
1.5 PROSPECTIVE 54
2 EVOLUTION STELLAIRE 56
2.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 56
2.2 FAITS SAILLANTS 56
2.3 BILAN 56
2.4 PROSPECTIVE 60
3 ASTROPHYSIQUE MOLÉCULAIRE 62
4

3.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 62
3.2 MOYENS DE L’ÉQUIPE 62
3.3 BILAN 62
3.4 PROSPECTIVE 65
4 MILIEU CIRCUMSTELLAIRE ET INTERSTELLAIRE 68
4.1 COMPOSITION DE LA THÉMATIQUE 68
4.2 BILAN: MILIEU CIRCUMSTELLAIRE 68
4.3 BILAN: MILIEU INTERSTELLAIRE 69
4.4 PROSPECTIVE 73
5 ETOILES JEUNES, DISQUES ET JETS 76
5.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 76
5.2 FAITS SAILLANTS 76
5.3 INTRODUCTION 76
5.4 NAINES BRUNES JEUNES ET POPULATIONS DE TRÈS FAIBLE MASSE 76
5.5 SYSTÈMES MULTIPLES 80
5.6 LES DISQUES CIRCUMSTELLAIRES DES ÉTOILES JEUNES (1-10 MYR) 82
5.7 ORIGINE DE LA PERTE DE MASSE DANS LES ÉTOILES JEUNES 87
5.8 PROSPECTIVE 88
6 OBJETS DE TRÈS FAIBLE MASSE ET SUBSTELLAIRES 91
6.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 91
6.2 FAITS SAILLANTS 91
6.3 BILAN 91
6.4 PROSPECTIVE 97
7 DISQUES PROTOPLANÉTAIRES 100
7.1 BILAN 100
7.2 PROSPECTIVE 103
8 DISQUES PLANÉTAIRES 105
8.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 105
8.2 INTRODUCTION 105
8.3 FAITS SAILLANTS 105
8.4 BILAN D’ACTIVITÉ 106
8.5 PROSPECTIVE 109
9 COSMOLOGIE OBSERVATIONNELLE 113
9.1 COMPOSITION DE L’ÉQUIPE 113
9.2 FAITS SAILLANTS 113
9.3 BILAN D’ACTIVITÉ 113
9.4 ISO 116
9.5 PROSPECTIVE 116
10 HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE ANCIENNE 117
10.1 BILAN 117
10.2 PERSPECTIVES 117
C - OPÉRATIONS: BILAN ET PROSPECTIVE 119
1 OPTIQUE ADAPTATIVE 120
1.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 120
1.2 FAITS SAILLANTS 121
1.3 BILAN D’ACTIVITÉ 121
1.4 PROSPECTIVE 126
2 SPECTRO-IMAGERIE AVEC OPTIQUE ADAPTATIVE 130
2.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 130
2.2 FAITS SAILLANTS 130
2.3 BILAN 130
2.4 PROSPECTIVE 132
3 INTERFÉROMÉTRIE OPTIQUE 133
5

3.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 133
3.2 FAITS SAILLANTS 133
3.3 BILAN 133
3.4 PROSPECTIVE 137
4 CENTRE JEAN-MARIE MARIOTTI 139
4.1 PERSONNES IMPLIQUÉES AU LAOG 139
4.2 LE CENTRE MARIOTTI 139
4.3 OBJECTIFS 139
4.4 PARTENAIRES DU JMMC 140
4.5 PROSPECTIVE 141
5 WIRCAM 142
5.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 142
5.2 FAITS SAILLANTS 142
5.3 PROSPECTIVE 142
6 DÉTECTEURS POUR L’ASTRONOMIE 145
6.1 PERSONNES IMPLIQUÉES 145
6.2 FAITS SAILLANTS 145
6.3 BILAN 145
6.4 PROSPECTIVE 148
D - ANNEXES 149
1 BILAN FINANCIER 150
2 RESSOURCES HUMAINES (LISTES NOMINATIVES) 155
2.1 PERSONNEL PERMANENT 155
2.2 PERSONNEL NON-PERMANENT 157
2.3 RESPONSABILITÉS 160
3 FORMATION ET DIFFUSION DES CONNAISSANCES 161
3.1 TRAVAUX PRATIQUES 161
3.2 DIFFUSION DES CONNAISSANCES 161
3.3 STAGES 163
4 SÉMINAIRES 165
E – PUBLICATIONS 171
1 PUBLICATIONS DANS DES REVUES À COMITÉ DE LECTURE 172
2 THÈSES 179
3 REVUES ET COMMUNICATIONS INVITÉES DANS DES COLLOQUES INTERNATIONAUX 180
4 PUBLICATIONS DANS DES COMPTE-RENDUS DE COLLOQUES 182
5 AUTRES PUBLICATIONS 189
6

A - Présentation générale
Premier asservissement sur une étoile du système d'optique adaptative NAOS du télescope UT 4 (YEPUN) du VLT,
le 25 Novembre 2001, obtenu en bande K (2.2 microns) sur une source de magnitude 8. A gauche: l'image sans
asservissement; à droite: l'image avec le système d'optique adaptative mis en service. Au centre: les mêmes
images représentées sous forme de profils d'intensité 3D et montrant le gain en résolution et intensité du pic
central. (tiré de ESO Press Release 25/01; cf. chapitre C-1).

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
1 Présentation du laboratoire
Le LAOG (Laboratoire d’AstrOphysique de Grenoble) est une Unité mixte de recherche (UMR 5571) du
CNRS et de l’UJF (Université Joseph Fourier - Grenoble I) rattachée à l’Observatoire des Sciences de
l’Univers de Grenoble (OSUG), UFR dérogatoire de l’UJF, et à l’UFR de physique de l’UJF où la plupart de
ses enseignants-chercheurs exercent.
1.1 L’Observatoire de Grenoble
(Présentation par le Dr. De l'OSUG)
L'Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble est une composante de l'Université Joseph Fourier. Il
s'acquitte des quatre missions essentielles des OSU: recherche, observation, formation et diffusion des
connaissances. Son domaine de compétence s'étend de la Planète Terre (solide et enveloppes fluides)
jusqu'aux étoiles les plus lointaines.
Fort de 400 personnes, dont plus d'un quart d'étudiants en thèses, l'Observatoire est une fédération de 6
laboratoires et 2 équipes de recherche qui réalisent des travaux de recherche fondamentale et appliquée en
association avec les grands organismes de recherche nationaux et internationaux. L'Observatoire assure
également la formation initiale et continue dans le domaine des Sciences de la Terre et de l'Univers à l'UJF:
licence, maîtrise, DESS, la gestion de l'Ecole Doctorale Terre - Univers - Environnement et des 3 DEA
associés, ainsi que la diffusion des connaissances au public dans ces domaines. Conformément à sa mission
en partenariat avec l'INSU-CNRS, l'Observatoire maintient enfin une activité d'observation permanente de
phénomènes naturels et anthropique, activité nécessaire pour la compréhension de ces processus à l'évolution
extrêmement lente.
Dans le cadre du contrat quadriennal 2003-2006, l'Observatoire propose un ensemble de projets cohérents
pour favoriser l'innovation dans la recherche en appui des laboratoires, pour développer les activités
d'observatoire, notamment vers l'environnement, pour assurer la qualité des formations par la synergie
recherche - formation et pour accroître la diffusion des connaissances vers la société. Pour cela, il encourage
la mise en commun des outils, le partage des tâches et la reconnaissance des compétences de chacun.
Ces projets communs sont réunis dans une demande de soutien à une structure fédérative (type PPF).
L'Observatoire propose de développer le champ des outils et des services communs de recherche: outils
d'analyses géochimiques, d'imagerie et de géophysiques, outils de calculs et de modélisations, services de
documentation et de communication, forums transversaux. Dans le prolongement de ce qui est fait
actuellement pour l'administration, le département enseignement et le centre de calcul, la gestion de ces
nouveaux services devrait être assurée par des personnels communs, notamment pour les systèmes
d'informations, la documentation, la communication.
Le soutien aux activités d'observatoire sera également demandé dans le cadre de cette fédération pour le
maintien de services existants (astrophysique, ionosphère, sismologie) et le développement de nouveaux
services (interférométrie optique, géodésie, hydro-météorologie, glaciologie - climatologie, pollution eaux -
sols).
Cette action sera confortée en parallèle par des projets de formation dans un objectif de synergie recherche -
enseignement: nouveau DESS, développement de modules spécialisés pour "la diffusion des savoirs" au
grand public, aux enseignants et aux collectivités. L’ouverture et la qualité des formations assureront ainsi le
développement du potentiel de recherche du secteur Terre - Univers à Grenoble.
8

Chapitre A
Présentation générale
1.2 Le Laboratoire d’Astrophysique
Le LAOG est actuellement constitué de 59,5 agents permanents (13,5 chercheurs CNRS, 12 enseignantschercheurs
CNAP, 11 enseignants-chercheurs UJF, 17 ITA et 4 ITARF) dont 4 en activité à l’extérieur (1
ponctuellement, 3 en longue durée) et 2 invités ou contractuels longue durée et 19 thésitifs. Recevant en
outre quelques invités de courte durée, des post-docs de passage et des stagiaires, il héberge maintenant en
continu plus de 80 personnes. Le budget consolidé annuel est de 4 M€ (26 MF): la masse salariale annuelle
est d’environ 3.2 M€ (~21 MF) et la masse financière gérée annuellement, hors salaires et infrastructure,
d’environ 0.8 M€ (~5.0 MF), constituée essentiellement de dotations de base, opérations des programmes
CNRS, MEN/MRT ou CE et contrats d’agences.
Les missions du laboratoire comprennent 1) les recherches thématiques en astrophysique, 2) les
développements instrumentaux pour les TGE de l’astronomie, 3) la formation et la diffusion des
connaissances.
La recherche au laboratoire se développe selon les trois axes de notre discipline: Théorie et simulation,
Observation et modélisation, Instrumentation et R&D amont. Les liens entre ces trois axes sont
particulièrement forts au niveau du LAOG. Cette situation n’est pas fréquente, et nous permet d’assurer une
forte cohérence entre théorie, observation et modélisation d’une part, développement des outils d’observation
et traitement des données d’autre part.
De ce fait, le LAOG se trouve largement impliqué, ou joue un rôle moteur, dans la définition et la réalisation
de la nouvelle et de la future génération d’instruments pour les TGEs de la discipline (instruments VLT de
première et seconde génération mais aussi CFHT), comme dans le soutien théorique autour de nouveaux
grands instruments au sol et dans l’espace (HESS ou GLAST par exemple). Cette implication résulte de, et
renforce, la position phare du laboratoire sur ses thématiques scientifiques principales que sont la formation
et l’évolution des étoiles et des planètes, et l’astrophysique des hautes énergies.
Par ailleurs, les compétences présentes au LAOG en matière de haute résolution angulaire et, notamment,
d’interférométrie ont conduit les instances nationales à décider de l’implantation et du leadership sur notre
site du centre d’expertise en interférométrie (JMMC). Cette implantation suppose la construction d’une petite
extension.
De même, les compétences théoriques et instrumentales du laboratoire sont sollicitées par le développement
en cours, et l’amplification future prévisible, de rapprochements avec d’autres laboratoires ou structures,
sous divers formats, sur des problématiques aux interfaces avec d’autres disciplines (astroparticules,
astrochimie, imagerie médicale).
La jeunesse du laboratoire, très visible dans sa pyramide des âges, n’est vraisemblablement pas étrangère à
son succès. Cette situation crée néanmoins une difficulté particulière: de nombreux chercheurs ou
enseignants-chercheurs du laboratoire sont amenés à prendre tôt dans leur carrière des responsabilités
importantes tant sur le plan local que sur le plan national. Par ailleurs, l’élargissement de la structure de
l’OSUG, le rattachement à deux UFR (OSUG et Physique), et plus globalement la complexification des
circuits de demandes de moyen, d’évaluation et de décision ont sérieusement alourdi la difficulté de gestion
du laboratoire. De ces deux points de vue, le laboratoire a atteint une situation limite quant à son efficacité en
terme de recherche.
1.3 Liens avec l'Observatoire et l'UFR de physique
En tant que laboratoire de l'OSUG, le LAOG participe notablement au fonctionnement des structures de
l'OSUG et à ses diverses actions:
• Présidence de la commission recherche (en 99 et 2000)
• Responsabilité du Service commun de calcul intensif de l'OSUG et appui logistique
• Responsabilité du Service commun bibliothèque, notamment numérique (depuis 2001)
• Responsabilité des relations entre l'OSUG, l'UFR de physique et l'UJF (depuis 2001)
• Place prépondérante dans les actions de la commission communication
• Responsabilité et appui logistique de la commission télescope
9

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
• Membres des commissions "Recherche", "Observatoires" et "Services communs"
• Participation à la journée de l'OSUG, aux séminaires communs.
En outre, le LAOG fourni l'aide logistique suivante:
• Aide logistique importante fournie pour l'organisation de l'école ERCA (

Chapitre A
Présentation générale
LAOG dans la structure OSUG/UFR de physique
OBSERVATOIRE
des SCIENCES DE L'UNIVERS
GRENOBLE (OSUG)
Directeur: J.P. Gratier
MOYENS ET SERVICES
COMMUNS HORS SCCI
DEPARTEMENT ENSEIGNEMENT
GEOSCIENCES
UFR DE PHYSIQUE
Directeur : J. Bornarel
ED TUE
ED DE PHYSIQUE
DEAS de physique
DEA ASTROPHYSIQUE
SERVICE COMMUN
DE CALCUL INTENSIF
Resp.: P. Valiron
LABORATOIRE D'ASTROPHYSIQUE
DE GRENOBLE
Directeur : C. Perrier
LABORATOIRE DE
PLANETOLOGIE
Directeur: W. Kofman
AUTRES LABORATOIRES
DE L'OSUG
LGCA, LGGE, LGIT, LTHE...
2 Organisation
La structure du laboratoire est schématisée dans l'organigramme ci-dessous. Elle repose sur les règles
statutaires d'une UMR pour le fonctionnement du Conseil de laboratoire que complète diverses
responsabilités et un comité exécutif. La composition des équipes thématiques est détaillée en §2.4. La vie
du laboratoire est dorénavant ponctuée à intervalles réguliers de la Journée des thèses et des Journées
scientifiques du laboratoire (§2.5).
2.1 Comité exécutif
Un comité exécutif a été mis en place pendant certaines périodes du quadriennal en cours. Depuis le 1 er
trimestre 2001, ie depuis la nomination d’un Directeur-Adjoint (P.-Y. Longaretti), un tel comité exécutif est
en fonction de façon continu.
Il est formé, outre le Directeur du laboratoire :
• du Directeur-Adjoint,
• du Directeur technique, P. Puget,
11

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
• de la Responsable administrative, F. Bouillet,
• du Responsable informatique, G. Duvert.
Le comité exécutif traite de toutes les questions urgentes ou non susceptibles de requérir un avis du conseil
de laboratoire.
Structure du LAOG
LABORATOIRE D'ASTROPHYSIQUE
DE GRENOBLE
Directeur : C. Perrier
Commissions OSUG
Conseil de
Laboratoire
Comité de
Direction
ED de physique
DEA d'astrophysique
Resp.: G. Henri
Directeur-Adjoint
P.Y. Longaretti
Administration
Resp.: F. Bouillet
1 AI, 2 AgA, 1 TCN
Directeur technique
P. Puget
Service informatique
Resp.: G. Duvert
1 Ens.-Ch., I IE, 1 T
Service commun
de calcul intensif
OSUG
EQUIPES THEMATIQUES
23 Cher. & Ens.Cher.
GROUPE PROJETS
10 Cher. & Ens.Cher., 16 ITAs
HAUTES ENERGIES
PLASMAS ASTROPHYSIQUES
Sherpas
GROUPE TECHNIQUE
PROJETS ET R&T
16 ITAs
FORMATION ET EVOLUTION
STELLAIRE ET PLANETAIRE
GESTION PROJET
1,5 IR
Evolution stellaire
OPTIQUE
1,5 IR, 2 AI
Astrophysiquemoléculaire
AMOL
MECANIQUE
1 IR, 1 IE, 1 T
Milieu interstellaire ; milieu circumstellaire
MIS
ELECTRONIQUE, DETECTEURS
1 IR, 1 IE, 1 AI, 1 T
Etoiles jeunes, disques et jets
EJDJ
CONTROLE COMMANDE & SYSTEME
2 IR
Objets de très faible masse et substellaires
OTFM
INFORMATIQUE PROJETS
(1 IR), 1 IE
Disques protoplanétaires
DPP
Disques planétaires
DP
AUTRES
Cosmologie observationnelle
Histoire de l'astronomie ancienne
12

Chapitre A
Présentation générale
Le Directeur technique gère par délégation du Directeur le personnel technique, les moyens techniques,
l’infrastructure.
Le Responsable informatique gère par délégation du Directeur les ressources informatiques du laboratoire,
en s’appuyant sur une commission informatique.
2.2 Conseil de laboratoire
Le conseil est réuni 3 à 5 fois par an sur la période. Il est en outre consulté par courrier pour certaines
questions urgentes quand il n’est pas matériellement possible de le convoquer en respectant les délais
nécessaires.
Les étudiants sont représentés au conseil par un puis deux représentants, élus parmi eux tous les ans.
La composition du conseil, depuis les élections du début du quadriennal en cours est la suivante :
Membres de droit
• C. Perrier, A. Castets (3/2001)
Membres élus
Collège Chercheurs: J. Bouvier, J. Ferreira, D. Fraix-Burnet, D. Mouillet, P. Valiron
Collège ITA: F. Bouillet, E. Le Coarer, Y. Magnard
Membres nommés
• P. Kern, F. Malbet, J. L. Monin, G. Pelletier, P. Puget
Membres invités permanents (étudiants)
E. Moraux et G. Chauvin (en 2001 ; précédemment: P.O. Petrucci, E. Dufour, J.C. Augereau)
2.3 Circulation de l’information
Il est fait grand usage du courrier électronique et de la page web interne au laboratoire: la diffusion des notes
d’information, les discussions, la rediffusion de divers documents sont assurés par le courrier électronique ;
une page web interne, propre à l’équipe de direction, reçoit les documents archivés (compte-rendus de
conseil…) et les documents consommateurs de place disque (appels d’offres des organismes…). De façon
générale, la diffusion de documents sous forme papier est strictement limitée.
Cette façon de procéder, initiée bien avant le quadriennal en cours, ne pose pas de difficulté particulière
grâce, notamment, à la qualité des outils ad-hoc (serveurs de courrier électronique, partage de disques entre
plates-formes Unix, Linux, PC et Mac, site FTP, serveurs de listes {très utilisés aussi pour des forums
nationaux: exoplanètes, forum HRA, etc...}) et de l’équipement de chaque poste de travail informatique. La
charge de travail en matière de duplication en est réduite sensiblement, la rapidité de diffusion de
l’information améliorée.
2.4 Thèmes et équipes
La liste schématique ci-dessous indique les thèmes du LAOG suivant les grands axes repris dans le rapport
(voir §3.2 pour la description des équipes), tels qu’organisés en Janvier 2002. Le groupe technique venant,
suivant les besoins des projets, en appui des différents thèmes instrumentaux ("opérations"), les ingénieurs et
techniciens sont indiqués nominativement (en italique) lorsqu’ils interviennent sur des actions de recherche.
13

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
THEMES OU OPERATIONS
RESPONSABLES ET PERSONNELS CHERCHEURS, ENSEIGNANTS-
CHERCHEURS ET INGÉNIEURS AFFECTES (1) AU THEME OU A
L'OPERATION
THEMES: THEORIE & SIMULATION NUMERIQUE
PLASMAS & HAUTE ENERGIE (SHERPAS)
EVOLUTION STELLAIRE (EVOL)
Ferreira Jonathan, Fraix-Burnet Didier, Henri Gilles, Longaretti Pierre-Yves, Pelletier
Guy, Petrucci Pierre-Olivier
Forestini Manuel
ASTROPHYSIQUE MOLECULAIRE (AMOL) Valiron Pierre, Rist Claire, Wiesenfeld Laurent (2)
THEMES: OBSERVATION & MODÉLISATION
MILIEU CIRCUMSTELLAIRE &
Benayoun Jean-Jacques, Cecilia Ceccarelli (2, 3), Chalabaev Almas, Kahane Claudine,
INTERSTELLAIRE
Lefloch Bertrand
(MIS)
ETOILES JEUNES, DISQUES ET JETS (EJDJ) Bouvier Jérome, Chelli Alain (4), Dougados Catherine (5), Duvert Gilles (4), Malbet
Fabien, Ménard François (5), Monin Jean-Louis
OBJETS DE TRES FAIBLE MASSE ET
Beuzit Jean-Luc (4), Delfosse Xavier, Forveille Thierry(5), Perrier Christian
SUBSTELLAIRES (ETFM)
DISQUES PROTOPLANETAIRES (DPP) Dutrey Anne (5)
DISQUES PLANETAIRES (DP2G) Lagrange Anne-Marie, Beust Hervé, Mouillet David (5), Jean-Luc Beuzit (4)
COSMOLOGIE OBSERVATIONNELLE
Désert François-Xavier
OPERATIONS: INSTRUMENTATION
OPTIQUE ADAPTATIVE
SPECTRO-IMAGERIE
INTERFEROMETRIE
DETECTEURS
HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE ANCIENNE
Beuzit Jean-Luc, Charton Julien, Chelli Alain, Forveille Thierry, Kern Pierre,
Lagrange Anne-Marie, Malbet Fabien, Ménard François, Mouillet David(5), Stadler
Eric + partie variable du groupe technique
Chalabaev Almas, Le Coarer Etienne + partie variable du groupe technique
Berger Jean-Philippe (3), Dutrey Anne, Duvert Gilles, Forveille Thierry(5), Fraix-
Burnet Didier, Kern Pierre, Malbet Fabien, Perrault Karine, Perrier Christian + partie
variable du groupe technique
Désert Xavier, Feautrier Philippe, Fouilleux Bernard (6), Monin Jean-Louis + partie
variable du groupe technique
AUTRES
Nozières Catherine
Notes:
(1) Les thèmes sont rangés dans celui des grands chapitres des activités du LAOG où prend place l’essentiel de
leurs activités
(2) Temps partiel au LAOG
(3) Visiteur longue durée (invité, associé)
(4) Partiellement dans l’équipe
(5) Détaché ou mis en disponibilité pendant partie de la période
(6) Fin d’activité en cours de la période.
En parallèle à la structuration du laboratoire par équipes et opérations, l'organisation repose sur deux autres
éléments:
• La notion de groupe de travail transversal: relativement récente, cette notion a pour but de permettre des
liens inter-équipes sur un thème commun, que ce soit un objet ou une méthode. Les deux thèmes
identifiés sont les "Disques", transversal aux équipes « EJDJ» , « DP2G» et « DPP» et les "Naines
brunes", transversal aux équipes « EJDJ» et « ETFM» .
• Le parrainage des thèses: un parrain est attribué à tout thésitif démarrant sa thèse avec l'objectif de
permettre la discussion hors de l'équipe d'accueil avec une personne non directement liée au sujet de
thèse. Le parrainage, suggéré par la charte des thèses UJF, est une démarche informelle purement LAOG
visant à détecter tout problème en thèse le plus tôt possible. Il ne se substitue pas aux rencontres avec les
co-signataires de la charte de thèse (Directeurs du laboratoire, de thèse et de DEA) mais offre une
possibilité supplémentaire d'expression et d'information pour le thésitif.
14

Chapitre A
Présentation générale
2.5 Journées du laboratoire
Journée des thèses
Une journée des thèses est organisée tous les ans, en général au printemps. Elle a pour but, via la
présentation de l'état d'avancement de la thèse, de permettre à chaque thésitif de faire connaître son travail
aux autres équipes, d'appréhender le "contexte laboratoire" et de recevoir les commentaires de collègues plus
éloignés, pouvant ouvrir sur des rapprochements utiles.
Cette journée se déroule à l'extérieur du laboratoire (Col de Porte) et offre une vingtaine de minutes pour
chaque exposé. Elle est un élément précieux d'appréciation du bon déroulement des thèses et de l'évolution
thématique de la formation à/par la recherche du laboratoire. Enfin elle aide naturellement à la politique des
thèses.
Journées scientifiques
Depuis une dizaine d'années, des journées scientifiques sont tenues tous les deux ans, également à l'extérieur
(Aussois, Evian). Elles sont obligatoires pour tous les personnels, l'idée maîtresse étant d'offrir un espace de
discussion permettant de faire le point sur les plans scientifiques, techniques et du fonctionnement du
laboratoire. Le format a évolué progressivement au cours du temps. Les journées d'Aussois en Novembre
1998 et, plus encore, celles d'Evian en Décembre 2000 ont permis, au delà d'un état des lieux toujours très
intéressant à faire avec l'intégralité du laboratoire, de procéder à une réflexion sur l'évolution des équipes et
des thématiques à un moment où le laboratoire atteint une taille qui impose une attitude prudente.
2.6 Gestion
L'équipe administrative a évolué dans le sens souhaité par le comité d'évaluation précédent avec le
recrutement de 3 permanents (1 CNRS, 2 IATOS) formant maintenant, sous la responsabilité de F. Bouillet,
un service administratif véritable reposant sur une répartition des attributions.
Cependant, les difficultés n'ont pas toutes été aplanies. D'une part, la charge de travail a augmenté de façon
très visible avec la complexification croissante de diverses procédures (les marchés publics, les procédures
de missions, etc...) et notamment l'arrivée de la gestion comptable universitaire au niveau des unités mixtes,
via le logiciel NABUCO. Ce logiciel ne correspond pas aux nécessités d'une unité de recherche, imposant
une double comptabilité sous XLAB 3 , le logiciel de gestion du CNRS, pour sa part bien adapté à la
comptabilité analytique d'un laboratoire et de ses équipes. D'autre part, avant d'arriver à une équipe stable de
4 personnes, l'équipe administrative a connu plusieurs recrutements temporaires soit en raison d'un départ sur
concours, soit d'un recrutement inadapté (à cause de l'aspect générique du recrutement IATOS, proprement
calamiteux). Entre-temps, le recours à des vacations était indispensable. Au total, F. Bouillet a dû assumer la
formation et l'intégration de 6 personnes en l'espace de 3 ans, travail considérable et pesant forcément sur
l'efficacité de l'administration du laboratoire.
Il faut noter que le LAOG gère des financements de programmes nationaux ou actions spécifiques, en totalité
ou pour l'aspect local (ASHRA quelque temps; PNPS; Grands télescopes), ou des financements associés aux
fonctions d'intérêt national de membres du laboratoire (Chargée de mission INSU, Direction DS 3 de la
MSU...). Au total, cette gestion n'est pas négligeable vis à vis de la charge rajoutée.
Les années à venir doivent permettre de mettre en place des méthodes de travail adaptées à la nouvelle taille
du laboratoire et à ses spécificités, avec l'équipe en place ou, comme souhaité, élargie afin de faire mieux
face à l'appui projet nécessaire dans un laboratoire de ce profil.
3 Double comptabilité dénoncée à diverses reprises auprès, par exemple, de la Cours des Comptes. Les passerelles mises
en place entre NABUCO et XLAB semblent ne pas correspondre à la réactivité et la souplesse qu'imposent nos
engagements.
15

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
3 Eléments synthétiques de bilan et prospective
3.1 Bilan et prospective: quelques généralités de politique scientifique
Plusieurs priorités étaient affichées dans le précédent rapport quadriennal concernant la période 1999-2002,
notamment:
• adaptation des moyens matériels et humains affectés au laboratoire avec les besoins des projets lourds
dans lequel le laboratoire était impliqué (instrumentation VLT en particulier) ainsi que dans ses actions de
R&T amont.
• Orientation des équipes du laboratoire concernées dans le pilotage scientifique des projets instrumentaux
HRA (pour la formation des étoiles et des planètes en particulier), et ouverture aux grands projets
d’observation spatiale et au sol (pour l’astrophysique des hautes énergies).
• Création d’un centre de traitement de données interférométriques et réalisation à Grenoble du pôle
d’interférométrie français, avec pour objectif de lui donner une envergure européenne.
Le premier point est en grande partie réalisé: l’extension (hall d’intégration) est achevée et équipée, le déficit
en administratifs largement comblé et la composante technique étoffée pour une quasi autonomie dans les
différents corps de métiers. Cependant la croissance soutenue de l’unité justifie encore un effort en matière
administrative et en informatique système ainsi que la mise en place de moyens adaptés aux besoins en
communication et maintenance web.
Le second point s’est plus que largement réalisé: le retour scientifique prévisible des projets instrumentaux
HRA actuels et futurs a effectivement conduit un certain nombre des chercheurs du laboratoire à s’investir,
quelquefois lourdement, dans la définition scientifique et/ou la gestion de ces projets. De même l’activité en
astrophysique des hautes énergies s’est effectivement fortement tournée vers les grands programmes de cette
thématique. La synergie théorie/observation/instrumentation présente au laboratoire s’en est trouvée
largement renforcée, et par voie de conséquence l’impact de la recherche qui y est effectuée dans la
communauté internationale. Dans la pratique, NAOS vient d’être livré avec succès à l’ESO, AMBER avance
maintenant conformément à son planning et le laboratoire se tourne depuis quelques temps déjà vers la
définition ou la participation aux instruments VLT de seconde génération, entre autres. Néanmoins, une
limite est atteinte et la lourdeur de certains projets instrumentaux est actuellement vécue comme un frein à
l’activité scientifique par certaines équipes, et un rééquilibrage entre ces activités s’avérera probablement
nécessaire au cours du prochain quadriennal. Cette question n’est pas indépendante des problèmes
d’administration de la recherche mentionnés plus haut.
Concernant le dernier point, le centre d’expertise en interférométrie « Jean-Marie Mariotti » (JMMC) a été
récemment créé ; sa gestion et son activité de service sont centralisées au LAOG. Néanmoins, ce projet a pris
du retard par rapport au calendrier ébauché au cours du précédent quadriennal, et va constituer l’une des
actions principales du laboratoire pour la période 2002-2006.
Les autres points forts de ce nouveau quadriennal seront bien sûr liés au retour scientifique attendu des
instruments réalisés au laboratoire, particulièrement NAOS et AMBER, et à la capacité croissante des équipes
de recherche du LAOG à relier théorie et modèles aux observables, tant dans la thématique de la formation
des étoiles et des planètes que dans celle de l’astrophysique des hautes énergies. Ces aspects sont résumés
dans les sections suivantes.
L’accroissement des effectifs et des besoins d’une part, et l’implication accrue dans les projets instrumentaux
lourds de l’autre se traduisent par un manque critique de moyens humains dans la gestion de l’informatique
commune du laboratoire, et dans la gestion administrative des projets ; combler ces deux lacunes est un des
objectifs importants du prochain quadriennal, du point de vue du fonctionnement du laboratoire.
16

Chapitre A
Présentation générale
3.2 L’activité scientifique du LAOG par type d’activité
La recherche au LAOG peut s’appréhender soit par type d’activité, soit par thème scientifique. Cette section
présente brièvement les différentes équipes par type d’activité (voir aussi le tableau synthétique des équipes).
Le travail de ces équipes s’articule naturellement, dans l’ensemble, autour des deux thématiques principales
du laboratoire, et de ce fait, les aspects de bilan et de prospective sont présentés par thème pour une grande
partie d’entre eux dans la section suivante (section 4); le lecteur est invité à se référer aux contributions des
différentes équipes pour plus de détails, ou pour certains aspects importants de leur activité non couverts
dans ce résumé, et pour la liste des collaborations nationales et internationales, trop nombreuses pour être
reprises ici. Deux thèmes ne sont pas listés ici: Etoiles massives (1 permanent) et Histoire de l’Astronomie (1
permanent), et sont brièvement traités en section 4.4.
3.2.1 Théorie et simulation (environ 10 permanents)
L’équipe « SHERPAS » (Sources of High Energy, Relativistic Plasmas and Accretion/ejection Structures; 6
permanents) développe des travaux théoriques et numériques, d’une part sur les phénomènes d’accrétionéjection
MHD dans les étoiles en formation, les objets compacts, les noyaux actifs de galaxie, et d’autre part
sur la cinétique des particules suprathermiques et la physique du rayonnement à haute énergie pour les
sources de haute énergie (NAGs, sursauts gamma, rayons cosmiques de haute énergie…). L'équipe est très
sollicitée pour, voire impliquée dans le soutien aux expériences sol et espace en astrophysique des hautes
énergies.
L’équipe « Evolution Stellaire » (ou « ES » ; 1 permanent) calcule d’une part des grilles de modèles
évolutifs pour l’interprétation des données observationnelles (surtout pour des étoiles de masse faible ou
moyenne, jeunes ou pré-séquence principale), et d’autre part s’efforce d’améliorer la compréhension du
fonctionnement des étoiles, en particulier dans leurs phases finales d’évolution, où de nombreux désaccords
avec les observations demeurent.
L’équipe « Amol » (Astrophysique Moléculaire ; 2,5 permanents) développe des méthodes de chimie
théorique ab initio pour la prédiction de processus dynamiques à basse énergie jouant un rôle important dans
le milieu interstellaire, tant dans sa composante froide donnant naissance aux étoiles, que dans des
composantes plus chaudes autour d’étoiles formées.
3.2.2 Observation et modélisation (environ 22 permanents)
La quasi-totalité de cette activité est centrée sur les questions de formation stellaire et planétaire: il s’agit de
comprendre pourquoi et dans quelles conditions la formation d’étoiles s’accompagne d’un disque et d’un jet,
comment la poussière du disque se rassemble en planètes, et quels systèmes planétaires extra-solaires
peuvent héberger la vie. Une fraction importante des permanents du laboratoire travaillant sur ces thèmes (en
particulier pour les équipes « Etoiles Jeunes, Disques et Jets », « Objets de très faible masse » et
« Disques Planétaires ») est très impliquée dans les programmes de haute résolution angulaire dans lesquels
le LAOG est partie prenante, voire moteur (NAOS, AMBER, etc. ; cf. section 3.3).
L’équipe « Milieu Circumstellaire/Milieu Interstellaire » (ou « MIS » ; 6 permanents, puis 3) s’intéresse
aux enveloppes et flots moléculaires associés aux proto-étoiles d’une part, et aux enveloppes et vents
d’étoiles évolués d’autres part. Bien que les objets soient a priori très différents, ces deux thèmes sont
abordés par des techniques et méthodes communes via des observations (radio, infra-rouge, spectroimagerie),
et de la modélisation (transfert de rayonnement). L’objectif principal est de comprendre la
physico-chimie du milieu interstellaire afin d’en tracer la dynamique (interactions jets-nuages, formation
stellaire…) et de caractériser l’évolution chimique de la galaxie.
L’équipe « Etoiles Jeunes, disques et jets » (ou « EJDJ » ; 6 à 8 permanents) s’intéresse aux processus
caractérisant les étoiles jeunes de faible masse dans les zones de formation stellaires ou les amas ouverts
jeunes: contraintes sur le processus de formation, interactions avec disques et jets, dissipation de ceux-ci,
multiplicité des systèmes stellaires et fonction de masse… Elle combine observations (visible, infrarouge,
millimétrique ; imagerie, spectroscopie, polarisation) et modélisations (Monte-Carlo, transfert) reliant
géométrie, dynamique et observables.
17

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
L’équipe « Objets de très faible masse et objets substellaires » (ou « OTFM » ; 4 permanents) est
impliquée dans la détection et l’étude d’étoiles de faible masse, naines brunes etc. du champ, pour
contraindre la dynamique galactique, la formation stellaire (via la statistique de masse et de multiplicité), et
la physique stellaire et planétaire (via la mesure de paramètres fondamentaux tels que masses, rayons etc.).
L’équipe « Disques proto-planétaires » (ou « DPP » ; 1 permanent) étudie par la radio-astronomie les
régions externes froides de disques d’étoiles jeunes, dans le but d’en caractériser les propriétés globales
(masse…) et locales (rotation différentielle, structure thermique verticale…).
L’équipe « Disques planétaires » (ou « DP2G » ; 4 permanents) étudie des disques en général optiquement
minces constitués de gaz et de poussières autour d’étoiles jeunes de la séquence principale ou sur le point de
l’atteindre, dits de deuxième génération, résultant de collisions entre corps plus gros, et fortement modelés
par les planètes qu’ils contiennent (de type ß Pic). L’équipe effectue à la fois des observations (imagerie à
haute résolution angulaire, spectroscopie à haute résolution ; optique, infrarouge, radio), et de la
modélisation dynamique, qui apporte de fortes contraintes sur les planètes hébergées par ces disques.
En marge de ces activités liées à la formation stellaire et planétaire, le LAOG accueille aussi une équipe de
« Cosmologie observationnelle » (1 permanent) dont l’activité est centrée sur l’étude du rayonnement
cosmologique à 3K, par le biais d’une implication importante dans des expériences dédiées (ARCHEOPS,
PLANCK…), en collaboration étroite avec des équipes d’autres laboratoires du site grenoblois (ISN: Institut
des Sciences Nucléaires ; CRTBT: Centre de recherche sur les Très Basses Températures).
3.2.3 Instrumentation pour l’astronomie (environ 24 permanents)
L’instrumentation s’appuie sur une composante technique (environ 15 permanents) et des chercheurs répartis
essentiellement dans les équipes « MIS », « EJDJ », « ETFM » (environ 9 permanents), dédiant une partie
de leur temps – parfois importante - aux travaux instrumentaux du laboratoire, principalement axées vers la
Haute Résolution Angulaire (" HRA "). Il s’agit d’une activité typiquement transversale du laboratoire,
structurant fortement celui-ci dans le sens d’une expertise large dans ce domaine, tant observationnelle que
technique.
La composante technique est formée d’un Bureau d’études et réalisation (ou « BE ») doté de moyens
d’études, montage, tests de sous-systèmes, y compris salle blanche, et d’intégration et tests de systèmes
complets. Quasiment tous les corps de métiers nécessaires sont représentés au LAOG, y compris une
expertise en caméras visible et infrarouge, totalisant 15 techniciens et ingénieurs (cf. évolution en personnel).
Les travaux instrumentaux du LAOG portent pour presque moitié sur des actions de R&T amont, destinée à
mettre en œuvre des technologies novatrices, et sur des opérations de réalisation instrumentale visant l’appui
aux TGE de la discipline (surtout VLT, CFHT). L’orientation HRA du LAOG se traduit par l’intervention
prolongée en Optique adaptative, en Interférométrie à plusieurs télescopes et une activité caméra soutenue.
Enfin, quelques développements se font hors HRA, WIRCAM pour le CFHT ou un développement avec
valorisation en contrôle-commande principalement.
3.2.4 Interfaces
Le LAOG est impliqué dans diverses actions interdisciplinaires, qui en sont à des degrés divers de
structuration :
• COSM'ALPES: cette structure regroupe les équipes du LAOG, de l’ISN du CRTBT et du LAPP
(Annecy) impliquées dans les thèmes de la Cosmologie, des astroparticules et de l’astrophysique des
hautes énergies. Elle est gérée au LAOG (cf. 4 ).
• Systèmes à petit nombre de corps: il s’agit d’une action regroupant des chercheurs du LAOG, du LSP
(Laboratoire de Spectrométrie Physique) et de l’UFR de chimie sur des problèmes communs de chimie
quantique.
• Imagerie médicale: les développements que le LAOG mène avec ses collaborateurs, dont le LETI, de
composants micro-électroniques d’optique adaptative ont des applications potentielles en ophtalmologie.
4 http://isnwww.in2p3.fr/cosmalpes
18

Chapitre A
Présentation générale
3.3 Eléments de bilan et de prospective par thème scientifique
Comme indiqué en début de section 3, cette section est organisée par thème, et non par équipe comme la
précédente.
3.3.1 Formation et évolution des étoiles et des planètes
Bilan
Le LAOG couvre de nombreux aspects de cette thématique: étude du milieu où les étoiles prennent
naissance, caractérisation des processus d’effondrement et de fragmentation, interactions étoiles
jeunes/disques/jets/milieu ambiant, étude des disques planétaires etc. Les points forts du bilan et de la
prospective des équipes impliquées sur ces sujets sont brièvement résumés ici. La période écoulée a été
caractérisée par le passage de la faisabilité de détection à celui d’observations effectives d’objets, et à la
création de débuts d’échantillons statistiques pour certains d’entre eux.
La compréhension des « milieux protostellaires » a sensiblement progressé sur deux fronts. D’une part,
l’équipe « Amol » a réalisé des avancées significatives, en mettant au point ou en améliorant diverses
méthodes de calculs de chimie moléculaire ab initio pour les processus de basse énergie, avec en particulier
des applications à la chimie radicalaire. D’autre part, l’équipe « MIS » a mis en évidence que les protoétoiles
de faible masse ont un cœur chaud comme leurs contreparties plus massives, et identifié des protoétoiles
massives parmi les plus jeunes observées à ce jour, dans une région moléculaire proche d’une région
HII (la Trifide) ; les résultats de ce travail sont en accord avec le modèle de formation stellaire induite pour
ces objets massifs.
Des contraintes importantes sur le processus d’effondrement et de fragmentation sont obtenues par la
détermination de la fonction de masse et de la multiplicité des objets stellaires ou sub-stellaires. Dans cette
optique, des naines brunes ont été découvertes dans les régions de formation stellaire (Taureau, Serpens),
fournissant une base de données unique en son genre, et la fonction de masse des objets substellaires a été
déterminée dans plusieurs amas ouverts (équipe « EJDJ »). Pour les étoiles du champ (équipe « OTFM »)
des échantillons de naines ont été réalisés dans le champ par le relevé DENIS, contribuant à la définition d'une
nouvelle classe spectrale (L), et des systèmes multiples incorporant au moins une naine M ont été trouvés,
contribuant à la détermination de la statistique de multiplicité de ces objets, et leur relation masse-luminosité
établie. L’équipe « EJDJ » a également mis en évidence le rôle des conditions initiales dans la formation de
systèmes multiples, et de l’environnement dans leur évolution ultérieure.
De nouveaux disques résolus par des techniques HRA ont été découverts, et la première mesure résolue
angulairement en interférométrie de la région interne (< 2 UA) de disque effectuée (« EJDJ »). Des disques
photo-évaporés ont été observés autour d’étoiles jeunes (« MIS »). Par ailleurs, il a été mis en évidence que
l’ensemble des disques d’étoiles jeunes se dissipent très rapidement, et pas seulement leurs régions internes,
ce qui apporte de sérieuses contraintes aux modèles de formation planétaire (« EJDJ », « DPP ») ; un disque
en cours de dissipation a directement été observé (« DPP »). Par ailleurs, les flots bipolaires semblent
capables de disperser le nuage d’origine, par creusement de cavité (« MIS »). L’observation radio donne
aussi accès à des propriétés locales des disques telles que la rotation différentielle ou la structure thermique
verticale (« DPP »).
Les travaux de modélisation de l'équipe « EJDJ » ont permis de mettre en défaut le modèle standard des
disques d’accrétion dans au moins deux cas de figure.
Par ailleurs un pas important a été accompli dans la connexion entre observations et théorie en montrant que
les caractéristiques de collimation, taille transverse, et d’excitation des raies des jets stellaires sont
compatibles avec les modèles MHD d’accrétion-éjection (« EJDJ », « SHERPAS »).
En ce qui concerne la physique des étoiles jeunes elles-mêmes, des grilles de modèles évolutifs ont été
réalisées à partir du code développé au LAOG dans lequel une meilleure équation d’état ainsi qu’un
traitement couplé du transport et de la structure ont été incorporés. Ces grilles concernent des étoiles de 0.1 à
7 masses solaires et de différentes métallicités, et permettent une interprétation directe des observations.
Elles sont disponibles via un programme interactif sur le site web du LAOG, et très consultées par la
communauté (« ES »).
19

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Prospective
L’observation directe ou indirecte de planètes fournit des contraintes importantes sur la formation et
l’évolution des systèmes planétaire. Dans cette perspective, la découverte de planètes autour de naines M
(« OTFM ») confirme l’universalité de la formation planétaire et contribue à la statistique grandissante des
planètes extra-solaires. De même, l’étude de disques de deuxième génération – produits par des corps
importants enfouis dans ces disques - (« DP2G ») donne des contraintes uniques sur certains stades
d’évolution des systèmes planétaires. Deux nouveaux disques de ce type, contenant probablement des
planètes, ont été découverts par l’équipe « DP2G », qui a mis en évidence la présence de ce type de disque
autour d’étoiles très jeunes (moins de 10 millions d’années). Cette équipe a également produit les modèles
les plus complets du disque de ß Pic disponibles à ce jour, en incluant, par exemple, le traitement de la
pression de radiation sur la poussière, et en affinant le modèle d’injection de « Falling Evaporating Bodies »
(FEBs), invoqué depuis un certain nombre d’années maintenant pour l’explication de certaines
caractéristiques de raies émises par le disque. Ces améliorations permettent de contraindre de façon
beaucoup plus importante les propriétés des planètes dont l’action dynamique sur le disque induit les
caractéristiques observées.
Sur un plan purement théorique, l’équipe « SHERPAS » a montré que les conditions d’existence de
structures d’accrétion-éjection MHD (jets issus de disques) sont grandement assouplies par la présence d’une
couronne chaude à la surface du disque. Elle a également mis au point un modèle d’interaction disquemagnétosphère
qui permet de rendre compte du problème du ralentissement des étoiles jeunes. Par ailleurs,
les questions de stabilité de ces structures commencent à être abordées. Finalement, la question du transport
turbulent dans les disques d’accrétion a été réexaminée, en particulier par le biais de simulations MHD sur le
code ZEUS; certaines propriétés de la turbulence hydrodynamique de cisaillement ont été élucidées sur le
plan phénoménologique, et une origine hydrodynamique de cette turbulence paraît hautement probable.
Les priorités de cette thématique pour le prochain quadriennal sont clairement définies par les résultats
précédemment obtenus.
D’une part, il s’agit d’établir de véritables échantillons d’objets stellaires et sub-stellaires afin d’établir ou de
conforter leurs statistiques de masse et de multiplicité ; d’autre part, un effort doit être fait pour augmenter le
nombre de disques de première et deuxième générations directement observés, et pour imager leurs régions
centrales (« OTFM », « EJDJ », « DP2G »). Dans les deux cas, l’apport des instruments optiques ou
infrarouge de haute résolution angulaire (GRIF, NAOS, AMBER, MIDI, VISIR…), et en particulier ceux sur
lesquels l’investissement du LAOG a été le plus important, de même que l’apport de caméras grand champ
(WIRCAM), sera plus que vraisemblablement décisif, et devrait conforter la place qu’occupe le LAOG sur ces
sujets au niveau international. Dans la même logique, l’équipe « DP2G» défend fortement auprès de l’ESO
le concept d’un instrument à haute dynamique pour l’imagerie directe des planètes extra-solaires.
Par ailleurs, l’effort de modélisation des équipes « EJDJ » et « DP2G » sera amplifié. Dans le même ordre
d’idée, la corrélation des statistiques de multiplicité des systèmes avec la physique de la fragmentation du
milieu en effondrement qui leur donne naissance suppose de contrôler la dynamique de ces systèmes ;
l’équipe « EJDP » envisage de développer un pan de son activité dans ce sens.
La caractérisation des propriétés physico-chimiques des régions externes des disques proto-planétaires sera
poursuivie puis cette étude sera étendue, avec les moyens interférométriques (VLTI et préparation à ALMA),
aux régions plus internes où se forment les planètes (« DPP »).
En ce qui concerne le milieu interstellaire proprement dit, les efforts principaux devraient porter d’une part
sur les cœurs proto-stellaires chauds, afin de mieux en comprendre la chimie et de mieux cerner le
mécanisme d’effondrement, et d’autre part sur l’interaction entre le rayonnement X des proto-étoiles et le
gaz et la poussière circumstellaire (« MIS »).
Compte-tenu des progrès réalisés dans la période écoulée, l’équipe « Amol » est maintenant en mesure de
contribuer significativement à l’établissement de diagnostics astrophysiques dans le milieu interstellaire, par
la production de bases de données pour la spectroscopie de processus collisionnels, la prédiction de spectres
de molécules carbonées « floppy »…, en particulier en vue de la préparation d’ALMA et d’HERSCHEL.
Plus généralement, les observations en radioastronomie millimétrique et submillimétrique sont essentielles à
l'activité des équipes « MIS », « DPP » et « AMOL ». L'expertise en interférométrie radio a été augmentée
d'un chercheur précédemment à l'IRAM mais diminuée, parallèlement, de permanents de l'équipe « MIS »,
20

Chapitre A
Présentation générale
affaiblissant le potentiel global du LAOG en la matière. Il sera nécessaire d'œuvrer à la résolution de cette
faiblesse, dans un contexte où le LAOG peut, modestement eu égard au gros effort entrepris pour le VLTI
mais en synergie avec celui-ci, participer à la préparation des futurs TGEs de ce domaine.
Sur un plan théorique, les grilles de modèle stellaires seront étendues vers un plus grand échantillonnage de
métallicité d’un côté, et vers des étoiles de masse plus importantes de l’autre (ce dernier point est très mal
couvert par la littérature actuelle).
Par ailleurs l’équipe « SHERPAS » maîtrise maintenant bien la physique des modèles stationnaires
d’accrétion-éjection MHD, où le jet est produit par le disque. L’effort essentiel au cours du prochain
quadriennal portera sur la compréhension des mécanismes de variabilité et d’instabilité de ces structures, et
sur une quantification plus fine des mécanismes de transport turbulent, en particulier concernant le rôle du
champ magnétique dans la turbulence de cisaillement ; la simulation numérique MHD est un outil
incontournable de ce travail. Par ailleurs, l’effort de modélisation des propriétés radiatives des jets dans le
cadre de ces structures sera poursuivi, afin de mieux contraindre les caractéristiques dynamiques des jets
stellaires par l’observation de leurs propriétés d’émission.
3.3.2 Astrophysique des Hautes Energies
Bilan
Prospective
Ainsi que cela a été mentionné dans la section 2, l’activité de l’équipe « SHERPAS » se déploie sur deux
volets: d’une part la compréhension des phénomènes MHD intervenant dans les structures d’accrétionéjection,
d’autre part la production de particules et de rayonnement à haute énergie, en particulier dans les
galaxies actives. L’aspect MHD est très largement identique pour les étoiles jeunes et les galaxies actives, et
ne sera donc pas repris ici (cf. section précédente). Néanmoins, il ne faut pas perdre de vue que la MHD joue
le rôle de réservoir dans lequel tous les phénomènes de haute énergie étudiés par l'équipe s’alimentent via
une variété de mécanismes dont l’analyse représente un aspect important de son activité.
L’activité haute énergie se déploie dans deux directions: compréhension des mécanismes d’accélération de
particules, et du rayonnement qu’elles produisent, en particulier sa variabilité. L’équipe est intégrée à des
collaborations sur des projets d’astronomie haute énergie (CAT/CELESTE, HESS, GLAST…)
Des progrès importants ont été accomplis dans la compréhension des mécanismes d’accélération en régime
relativiste (jusqu’alors peu maîtrisé), avec une application aux sursauts gammas, qui s’avèrent être une
source possible des rayons cosmiques de très haute énergie.
Un progrès majeur a été réalisé dans la caractérisation de la diffusion de particules en champ magnétique
désordonné, en montrant entre autres que le régime de diffusion de Bohm, très utilisé dans la communauté,
n’existe pas. Ce résultat a une grande importance dans la compréhension de l’origine et de la diffusion des
rayons cosmiques de très haute énergie.
Sur le thème du rayonnement haute énergie proprement dit, les arguments développés par l’équipe
« SHERPAS » semblent favoriser de façon décisive les modèles électrodynamiques par rapport aux modèles
hadroniques ; l’équipe a en particulier développé un code très complet incluant rayonnement synchrotron ,
effet Compton et accélération de Fermi, avec des applications prometteuses à la variabilité des Blazars. Un
modèle de variabilité X des Seyfert a également été élaboré.
Les questions principales que l'équipe cherche à élucider concernent les rôles respectifs du Trou Noir central
et du disque d’accrétion dans la production de jets, une meilleure discrimination entre modèles
électrodynamiques et hadroniques, l’origine de la variabilité, la physique des sursauts gammas et leurs liens
avec les rayons cosmiques de très haute énergie, dans la continuité du travail déjà effectué sur ces questions.
Une étude des micro-quasars, qui offrent un nouvelle fenêtre observationnelle sur un certain nombre de ces
problèmes, vient d’être engagée.
21

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
3.3.3 Instrumentation pour l’Astronomie
L’équipement de l’extension et des annexes techniques réalisé peu avant le début du quadriennal pour
l’essentiel a permis de réaliser les objectifs prévus en 1998 en matière de réalisations comme de R&T.
L’engagement principal, dans le projet NAOS, générateur de structuration de la composante technique et de
compléments notables d’équipement, a bénéficié à d’autres travaux ou va le faire à court terme. Les liens
avec les partenaires, laboratoires ou entreprises notamment grenoblois, se sont affermis, permettant à la R&T
engagée ou prévue de se développer avec succès, avec la prudence nécessaire aux approches les plus
prospectives. L’orientation nettement « HRA » des travaux, a constitué la ligne directrice des choix et le
projet de démarrer un « centre d’expertise en interférométrie », principale nouveauté prévue du quadriennal,
s’est concrétisé vers la fin de la période.
Le site de Paranal auquel sont destinés les deux instruments lourds impliquant le LAOG pendant le quadriennal
en cours, NAOS et AMBER. Les télescopes UT (Unit telescope) de 8.2m ouest à est sont disposés de gauche à
droite. Le télescope YEPUN (UT4), sur lequel le système d'optique adaptative NAOS (cf. C-1) et sa caméra CONICA
sont installés à demeure, est le plus à droite. Les octogones alignés au premier plan correspondent aux stations
des 3 (ultérieurement plus) télescopes mobiles AT (Auxiliary telescopes) de 1.8m qui offriront à partir de 2003
l'accès permanent au mode interférométrique du VLT, sur une base maximale de 200m. Ils pourront aussi être
utilisés avec les UTs pour les programmes requiérant la sensibilité maximale. L'instrument AMBER, l'un des deux
instruments prévus pour le VLTI, sera livré à Paranal courant 2003 (cf. C-3, 4). (Photo ESO)
Bilan
En optique adaptative, le spectro-imageur GraF optimisé pour la spectrométrie 3D en infrarouge, à la limite
de diffraction, installé sur le système d’optique adaptative ADONIS du télescope de 3.6m de l’ESO, a permis
d’obtenir divers résultats originaux. Le savoir-faire acquis a été réinvesti dans la mise en œuvre d’un
instrument similaire, GRIF, sur le système PUE'O du CFHT.
Le projet NAOS, démarré en 1996, a passé les différentes étapes d’étude, réalisation et intégration, ainsi que
les revues ESO particulièrement exigeantes pour les instruments destinés au VLT, avec un retard modeste et
la résolution de quelques difficultés en personnel. L’équipe « DP2G » notamment, assumant la direction
scientifique du projet, s’est lourdement investie dans cette période ainsi qu’une partie du « BE » et des
services du laboratoire. L’intégration « statique » de NAOS a bénéficié des moyens d’intégration du LAOG,
dimensionnés spécifiquement. Suite à l’intégration des éléments actifs à Bellevue, la réussite des tests avec
la caméra CONICA a permis de tenir le calendrier des tests à Paranal et la première lumière, qui fut un plein
22

Chapitre A
Présentation générale
succès, en décembre. La qualité de la fonction de transfert de NAOS, dont le cahier des charges était
ambitieux, a impressionné, laissant entrevoir une exploitation à la hauteur des plus hautes espérances.
La préparation du projet NAOS s’est accompagnée de la mise en place de modèles simulant l’observation,
permettant d’anticiper les performances en fonction des conditions observationnelles.
L’ESO a accepté de prévoir l’utilisation de NAOS avec un instrument supplémentaire, en lumière visible,
optimisé pour l’observation à grand contraste. Cet instrument, AVES, est piloté par l’Italie et a reçu un appui
du LAOG en particulier sur les aspects coronographiques.
En parallèle à ces réalisations, une action de R&T a été lancée en vue de développer des miroirs déformables
à très grand nombre d’actuateurs et/ou grande intégration (micro-miroirs déformables ou MMD). Elle
s’appuie sur diverses collaborations dont un partenariat avec le CENG disposant de technologies adéquates.
Les premiers composants formés d’actuateurs électrostatiques ont vu le jour courant 2001. L’étude du
comportement de ces composants a permis d’initier le dépôt d’un brevet.
L’interférométrie optique, expertise centrale aux activités instrumentales du LAOG, a généré des travaux
variés.
La réalisation d’AMBER, décidée en 1997, a occupé une autre partie importante des moyens du LAOG. Les
équipes « EJDJ », « OTFM » notamment se sont investies aux côtés des ITAs impliqués, essentiellement
distincts de ceux engagés sur NAOS. La phase d’étude a connu des retards notables en raison de difficultés
d’organisation induites par le conflit entre projets lourds (NAOS notamment), la dispersion des équipes du
projet (5 laboratoires ou instituts dont 2 étrangers) et le financement assuré principalement par les tutelles et
non pas par l’ESO. Le statut d’AMBER vis à vis de l’ESO, initialement conçu comme instrument « visiteur »,
a évolué avec l’aménagement de la gestion du VLTI par l’ESO, induisant des contraintes non souhaitées au
départ. Néanmoins, le projet a passé les revues à l’ESO avec succès, avec la plupart de ses spécifications
ambitieuses maintenues, et entamé la période d’approvisionnement fin 2001.
L’autre volet de cette activité est multiforme et cumule R&T en laboratoire, tests sur télescopes, fourniture de
composants en sous-traitance et réflexion sur les futurs interféromètres. Cet axe de travaux repose sur des
collaborations avec des laboratoires de physique avec qui nous avons développé des composants d’optique
guidée planaire, sur base de technologies "télécom". Cette approche a des avantages appréciables, parfois
essentiels, sur l’optique de volume et les fibres optiques, dus à la compacité et la stabilité des montages
permis, en particulier pour la recombinaison interférométrique. Le LAOG a pu valider des composants de
différentes technologies d’abord en bande H, puis dans les autres bandes de l’infrarouge proche. Des
composants à 2 télescopes, puis 3 télescopes ont été progressivement testés, optimisés et validés. Des études
à plus de 3 télescopes ont démarré ainsi que la recherche de matériaux adéquats pour les longueurs d’onde
thermiques (3 et 10 microns).
Au delà de ces travaux en laboratoire ont été prévus et menés des tests sur site (GI2T et IOTA) destinés à
valider sur le ciel les composants sélectionnés. Un instrument de test, IONIC, intégrant une caméra infrarouge
et un composant de recombinaison, a été réalisé pour cet objectif . Les premières franges ont été obtenues sur
IOTA en 2000 en bandes H et K, démontrant les vertus de cette technologie et préfigurant un instrument
pouvant demeurer sur IOTA à terme.
Les composants réalisés ont intéressé l’ESA qui a opté pour un montage proposé par ALCATEL Space,
intégrant la technologie d’optique intégrée proposée par le LAOG, pour la phase 1 du test du principe de
« nulling » pour DARWIN. Le travail contractuel avec ALCATEL a commencé début 2001.
L’implication forte du LAOG dans l’interférométrie et les liens avec l’IRAM avaient, dès 1992 lors de la
programmation de l’extension du LAOG, conduit à proposer la constitution d’un centre d’expertise en
interférométrie optique à Grenoble. Cet objectif, prématuré auparavant, a été relancé par le démarrage de
l’instrumentation VLTI en 1997 et inscrit dans les objectifs du quadriennal se terminant. L’idée de centre a
évolué entre temps avec la participation active d’autres sites dont Nice. Le Centre Jean-Marie Mariotti
(JMMC) a été créé en 2000 sous forme de laboratoire sans mur associant une dizaine d’unités de recherche
avec un siège au LAOG. Certaines activités de ce centre ont été validées comme services d’observation par
l’INSU à la mi-2001 et des statuts définitifs ont été récemment proposés.
La réalisation de NAOS a été l’occasion de consolider une expertise sur les CCDs visibles dans un contexte
de spécifications tendues. Le LAOG a une tradition en matière de caméras infrarouge qui a permis de mettre
23

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Prospective
en œuvre le prototype IONIC décrit précédemment et de disposer d’une caméra de laboratoire opérant de 1 à 5
microns (détecteur SOFRADIR).
Afin de disposer de moyens de tests pérennes et d’une meilleure sensibilité, un projet de caméra de
laboratoire fondé sur un détecteur PICNIC de Rockwell a été lancé. Ce projet a été retardé par les impératifs
de NAOS mais a fait l’objet d’une partie des approvisionnements.
Une opération de R&T très prospective a continué pendant cette période. Associé à des laboratoires de
physique locaux, le LAOG a fait les premiers tests fructueux de détecteurs fondés sur des jonctions
supraconductrices à effet tunnel (JSET), capables de fournir d’excellents rendements quantiques dans une
large plage de longueur d’onde ainsi que le comptage de photons. Le fonctionnement en mode comptage a
été obtenu en 2000. Des jonctions de bonne qualité ont été produites.
En optique adaptative, GRIF étant installé au CFHT, sera exploité par diverses thématiques du LAOG. NAOS
en fin de test actuellement sera ouvert à la communauté dans quelques mois et divers chercheurs du LAOG
utiliseront le temps garanti qui leur a été alloué en retour de l’investissement du laboratoire dans le projet. De
même AVES devrait aboutir à son tour à la phase d’exploitation.
L’expertise du LAOG en optique adaptative à différents niveaux (système, interfaces, optomécanique) mais
aussi en coronographie sera mise à profit pour participer à une réponse à appel d’offres de l’ESO pour
l’instrument « Planet finder » (VLT-PF) constitué probablement d’une caméra et d’un système d’optique
adaptative intégrés, à très grand rapport de Strehl. Cet instrument pourrait être le successeur naturel de NAOS,
dans une version moins multi-usages.
Les travaux de R&T sur les MMD passeront en phase prototype avec l’objectif de tester des solutions pour les
applications astronomiques liées à la mise en œuvre des ELT (télescopes extrêmement grands) d’une part,
requiérant un grand nombre d’actuateurs, et d’autres telles que l’opthalmologie. La question du lien entre le
projet VLT-PF et les MMD restera ouverte pendant une période d’étude d’un ou deux ans.
AMBER sera le projet majeur du LAOG avec la période d’intégration et test en 2002. La période de livraison
à l’ESO et le démarrage de l’exploitation à 2 puis 3 télescopes occupera les années 2003 et 2004. Les
équipes investies dans ce projet demeureront très sollicitées pendant cette période qui verra aussi l’utilisation
de partie du « temps garanti » du LAOG.
La proposition faite en 2001, sur la base de l’expertise d’AMBER et de l’expérience IONIC, devrait donner le
jour à un projet de réalisation d’instrument de 2 nde génération du VLTI à vocation d’imageur, mettant à profit
les avantages de l’optique intégrée pour la recombinaison de plus de 3 télescopes.
Pour s’y préparer, les tests prévus de « clôture de phase » sur IOTA devraient être poursuivis. En parallèle, le
laboratoire est disposé, quoiqu’en seconde priorité, à équiper IOTA et/ou CHARA, aux Etats-Unis, d’un
recombineur en optique intégrée.
De la même manière, notre engagement aux côtés d’ALCATEL, au delà du contrat actuel, pourrait mener à
une participation aux phases ultérieures dont, éventuellement, la réalisation d’un instrument « nulleur » sol
pour le VLTI.
Le « JMMC » verra sa mise en place sous sa forme pleinement opérationnelle dans le cours de ce
quadriennal. Au delà de la structuration des équipes associées à chaque projet, pour l’essentiel déjà en place,
ce sont les moyens pour assurer les différents services prévus qui évolueront le plus. Plusieurs postes
d’ingénieurs notamment sont nécessaires et programmés dans le temps. Les relations avec l’ESO, codifiées
par un accord cadre bientôt signé, se préciseront avec la mise en place d’accords spécifiques à chaque
produit livrable. Les liens du « JMMC » avec les deux autres centres existant en Europe seront précisés en
vue d’une interaction harmonieuse au bénéfice d’une même communauté d’utilisateurs du VLTI. Enfin des
besoins immobiliers se font jour pour l’accueil des utilisateurs (cf. demande de moyens).
En parallèle, une participation modeste du LAOG au développement d’ALMA est prévue, en s’appuyant
notamment sur les besoins communs au VLTI et à ALMA.
La caméra « faible bruit » sera réalisée et opérationnelle en 2003. Le projet WIRCAM s’étalera sur 3 ans pour
une exploitation démarrant en fin de quadriennal. Il mobilisera, quoiqu’à niveau sensiblement moindre, un
personnel tant chercheur que technique au profil proche de celui engagé dans NAOS.
24

Chapitre A
Présentation générale
Le projet JSET poursuivra les tests engagés dans le but d’acquérir une maîtrise suffisante de la fabrication des
jonctions et de leur évaluation. A mi-quadriennal, la question d’un passage à une phase prototype pouvant
être testé sur un télescope se posera, avec un aspect budgétaire déterminant.
3.3.4 Autres thématiques
Cosmologie observationnelle
Le travail de l’équipe de Cosmologie (localement à cheval sur trois laboratoires, très impliqués dans la
réalisation instrumentale et la réduction des données) est articulé autour de trois expériences de mesure du
rayonnement à 3K. ARCHEOPS (expérience ballon) est maintenant opérationnelle (au moins deux vols
effectués), et préfigure de façon réaliste l’expérience satellite PLANCK, tant du point de vue des choix
expérimentaux que de celui des techniques de réduction de données de fluctuation du fond cosmologique.
Les premiers résultats sont en cours d’analyse. Le bolomètre DIABOLO (mis au point en particulier au LAOG
et installé sur le 30 m de l’IRAM) a permis la cartographie de l’effet Sunyaev-Zeldovic de plusieurs amas de
galaxies (effet de réchauffement Compton du 3K sur le gaz X des amas).
Le travail des prochaines années s’oriente vers l’exploitation des résultats d’ARCHEOPS et la préparation de
PLANCK. DIABOLO doit lui être abandonné au profit d’une caméra bolométrique.
Milieu circumstellaire
L’activité dans ce thème (rattaché à l’équipe « MIS », cf. aussi section 4.1) s’est beaucoup concentrée sur
l’étude d’un objet prototypique (IRC+10216). Des contraintes sur la chimie des enveloppes, leur évolution,
le taux de perte de masse des AGBs…, ont été obtenues.
Cette activité va vraisemblablement décroître au cours du prochain quadriennal, au profit de l’étude physicochimique
des disques d’étoiles jeunes et des enveloppes proto-stellaires, basées sur les mêmes outils, mais
plus proches des thèmes développés au laboratoire.
Phases finales de l’évolution stellaire
L’équipe « ES », à côté de son activité sur les étoiles jeunes (cf. section 4.1), s’investit très largement dans la
physique des phases RGB et AGB de l’évolution des étoiles. Par un traitement couplé du transport (moment
cinétique, espèces chimiques) avec les équations de structure, une instabilité (« flash du lithium ») a été
découverte au début de la phase RGB, et des pulses thermiques mis en évidence pour les AGBs.
Une modélisation synthétique de la phase AGB pour mieux quantifier le rôle de la perte de masse est en
cours. A plus long terme, il faut développer des calculs multidimensionnels d’évolution stellaire
(modélisation de phénomènes d’accrétion, de phénomènes hydrodynamiques internes…)
Histoire de l’astronomie ancienne
Cette activité est essentiellement orientée vers la question de la mesure du temps par horloge à eau chez les
Babyloniens. Par une série d’expériences, il a été montré que les textes sur le sujet ne peuvent pas être
interprétés littéralement. Cette activité se poursuit par une collaboration avec un assyriologue étranger. Par
ailleurs, elle donne lieu à une importante activité de vulgarisation.
3.4 Statistique des publications
Sur la base des publications dans des revues à comité de lecture listées en Annexe et en reprenant les
données du rapport d'activité de la période précédente, une analyse simple peut être faite en terme de nombre
de publications par scientifique. Les chiffres résultants sont donnés dans le tableau ci-dessous.
25

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
1995 1996 1997 1998 1999 2000 2001
Nb publications de type P 37 51 52 45 56 61 57
Nb de Ch. & Ens. Ch. 29 29 27 31 32 32 32
Nb public. par personne 1.28 1.76 1.93 1.45 1.75 1.91 1.78
Moyenne quadriennal préc. 1.60
Moyenne quadrien. en cours 1.81
Il n'apparaît pas de baisse du taux de publications d'un quadriennal à l'autre, bien au contraire, comme on
aurait pu le redouter en raison des charges croissantes assumées par les personnels du laboratoire. Il n'est pas
dit, cependant, que cet effet ne sera pas présent à terme du fait du délais naturel séparant l'obtention et
l'exploitation de résultats de leur parution.
Incidemment, on note que le coût de la publication, en 2001, calculée sur la base du budget consolidé du
laboratoire (cf. § 1.2) ressort à 66 k€ (430 kF).
26

Chapitre A
Présentation générale
4 Collaborations nationales et internationales
Les collaborations du LAOG de 1998 à 2001 avec des chercheurs d’autres instituts sont mentionnées dans
l’exposé des résultats scientifiques des différents thèmes. Une liste des principales institutions françaises ou
étrangères avec lesquelles des actions de coopération s’ont menées de façon formalisée ou ont conduit à des
publications communes est donnée ci-après ainsi que la liste des institutions avec lesquelles des
collaborations devraient être continuées ou mises en place dans le cadre du prochain quadriennal.
Les séjours à l'étranger de membres du LAOG sont listés en §4.3 et les liens avec l'industrie et la valorisation
sont décrits en §4.4.
4.1 Collaborations internationales formalisées
• Research Training Network E.C. FP5 Program: "The formation and evolution of young stellar clusters"
Equipe Etoiles Jeunes LAOG + 6 instituts européens (Durée: 2001-2004)
• NATO Collaborative Linkage Grant; J. Bouvier (LAOG), K. Grankin (Tashkent, Ouzbekistan) et 6
autres instituts européens et américains (formation stellaire) (Durée: 2000-2001)
• Invitations sur contrat (formation stellaire):
o C. Clarke (Cambridge, UK, 3 mois, 2000)
o J. Stauffer (Caltech, 1 mois, 2001)
o D. Barrado (Madrid, 3 mois, 2001)
o J. Papaloizou, R Nelson (Londres)
• Kazakhstan, Académie des Sciences, Institut d'Astrophysique, Projet Caméra CCD (DRI/CNRS)
• Financement du Programme de Physico-Chimie du Milieu Interstellaire (PCMI)
o Jozef NOGA, Bratislava, Jonathan Tennyson, U. College London
o Alain Castets et Cecilia Ceccarelli - Observatoire de Bordeaux
• Collaboration HESS coordonnée par H. Volk (Heidelberg) (astrophysique des hautes énergies)
• Collaboration INTAS coordonnée par F. Aharonian (Heidelberg) (astrophysique des hautes énergies)
• Glast (correspondants français: P. Fleury et I. Grenier) (astrophysique des hautes énergies)
• Réseau européen "Plasma Astrophysics" coordonné par J. Kirk (Heidelberg) (astrophysique des hautes
énergies)
• Action intégrée PICASSO (CNRS/CSIC) (milieu interstellaire)
o Jose Cernicharo (dir.), Juan-Ramon Pardo, Maria Jesus Sempere, E. Gonzalez-Alfonso (Madrid)
• Action intégrée PROCOPE (CNRS-DAAD) (formation stellaire, étoiles jeunes)
• Collaboration AMBER (interférométrie VLT)
• Collaboration ARCHEOPS (rayonnement cosmologique à 3K)
4.2 Collaborations en France formalisées
• Financement du Programme National de Physique Stellaire (PNPS)
o F. Ménard, J.-L. Beuzit, M. Forestini et autres chercheurs du LAOG
o C. Charbonnel (Toulouse), B. Plez (Montpellier), F. Thévenin (OCA)
• Financement du Programme National de Planétologie (PNP)
o A Morbidelli (Nice); A Lecavelier (IAP); P Thiebaut (Meudon); L d'Hendecourt (IAS); JC
Augereau (Saclay)
• Financement du Programme National de Haute Résolution Angulaire (PNHRA)
o Université de Nice, Etudes des étoiles Be en super-résolution chromatique avec GRAF/ADONIS
o DESPA/Obs. Paris-Meudon, Mise en œuvre du spectrographe GRIF pour KIR/PUE'O du CFHT
27

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
• Financement du Programme de Physico-Chimie du Milieu Interstellaire (PCMI) en vue notamment de la
préparation à ALMA et HERSCHEL
o IRAM (A. Dutrey)
o Bordeaux (C. Ceccarelli, A. Castets, T. Jacq), Besançon (M.L. Dubernet-Tuckey)
o Toulouse (E. Caux, C. Joblin), Grenoble (L. Wiesenfeld, A. Milet)
• Financement par le GdR Phénomènes Cosmiques de Haute Energie (PCHE)
o Collaboration « astro-gamma », collaboration « Auger », collaboration « Gamma Ray Bursts »
• R&T optique intégrée (projet IONIC)
o LEMO/INPG, LETI/CENG, IRCOM (Université de Limoges) , CRTBT, OCA (Nice), LPMC
(Montpellier), ALCATEL Space
o Industriels ou GIE: CSO Mesure, GeeO
• R&T Micromiroirs déformables
o LEG/INPG, LPMO (Besançon), IEMN (Lilles), LETI/CENG, TIMA (Grenoble), Obs. de Marseille
• R&D Coronographie
o DESPA-Observatoire de Paris (Y. Clenet, D. Rouan), Université de Montréal (R. Doyon),
Université Laval à Québec (G. Joncas) et CFHT (O. Lai, T. Forveille)
4.3 Séjours à l'étranger
Les séjours à l'étranger sont un autre moyen de faire progresser des collaborations ou faire aboutir des projets
scientifiques. Les déplacements suivants (seuls sont recensés ceux de plus d'1 mois) ont été effectués :
• Détachements:
o Thierry Forveille (2 ans, CFHT, Hawaï),
o Catherine Dougados (18 mois CFHT, Hawaï),
o François Ménard (21 mois CFHT, Hawaï),
o Jean-luc Beuzit (16 mois CFHT, Hawaï),
o Jérôme Bouvier (1 ans CFHT, Hawaï)
o Bertrand Lefloch (3 ans, IRAM, Grenade)
• Missions de longue durée:
o F.-X. Désert (2mois), F. Malbet (2 mois), P. Kern (2 mois), P. Puget (4 mois)
4.4 Liens avec l'industrie
Sous-traitance et partenariat
Les réalisations mettent le LAOG en relation directe avec les entreprises sous-traitantes sélectionnées
(mécanique, optique...). Dans le cas de NAOS en particulier, la préparation des contrats a induit une
connaissance réciproque qui a pu déboucher sur des rapports constructifs. Pour AMBER, une consultance a pu
être demandée à une entreprise (Shaktiware, Marseille) créée par un collègue précédemment impliqué dans
NAOS.
La R&D sur les caméras a été poursuivie pendant ce quadriennal, et a occasionnellement permis de faire de
la consultation (entreprise SOFRADIR).
Les travaux de R&T menés dans les domaines de l'optique adaptative et de l'optique intégrée ont permis au
LAOG d'être en rapport avec des industriels ou organismes semi-industriels pour la recherche et les
développements technologiques amont engagés, avec l'objectif d'établir une relation de partenariat véritable:
• Projet IONIC: GeeO (GIE avec Schneider), Teem Photonics, CSO, LETI/CENG
• Projet MMD: LETI/CENG
Le cas du LETI est particulier: une convention de collaboration a été signée sur la base de l'utilisation des
moyens lourds (salles blanches, microtechnologies) du LETI avec l'aide de personnels LAOG pour la
réalisation et les tests. Après quelques années de maturation, cette opération est exemplaire en matière de
complémentarité entre un institut du type du LETI et un laboratoire plus orienté "système" tel que le LAOG
en matière d'optique intégrée et optique adaptative. Cette évolution doit beaucoup à la direction du CENG et
aux relations établies avec elle et responsables concernés.
Ces travaux ont commencé de produire des contrats avec les agences (CNES, ESA) destinés à leur permettre
d'utiliser les technologies innovantes mises au point.
28

Chapitre A
Présentation générale
• Optique intégrée: ALCATEL (test de nulling pre-Darwin sur financement ESA), CNES
Il faut aussi noter que des allocations de thèse ou de post-docs ont pu être obtenues auprès de certains de ces
partenaires (Silas, ALCATEL, CNES).
Valorisation
Une action de R&D portant sur une nouvelle approche du contrôle-commande instrumental générique, à base
de moyens à bas coût et de logiciels du domaine public, et à grande fiabilité, a conduit à une opération de
valorisation par transfert technologique vers une "jeune pousse" appuyée par le LAOG (J. Bérezné) et
soutenue par l'incubateur grenoblois GRAIN:
• Projet ASCCI: jeune pousse Lork-system (Valence), financement FITT de la Région.
Enfin les travaux sur les MMD ont permis d'envisager le dépôt d'un brevet par E. Stadler et J. Charton, la
procédure étant en cours au CNRS fin 2001.
29

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
5 Ressources humaines
L'évolution en cours de quadriennal est examinée au vu, notamment, des recommandations du Comité
directeur lors de l'évaluation du laboratoire en Octobre 1998. Les listes nominatives sont données en Annexe.
5.1 Personnel chercheur
Sur la période du quadriennal (1999-2001), le flux chercheur est de +1,5 et les départs en détachement ou
mise à disposition sont équilibrés par les retours.
Recrutements
Le laboratoire a recruté trois chercheurs (2 CNAP et 1 CNRS). En revanche, la baisse du nombre de postes
ouverts en physique n’a pas permis l’affichage de poste d’enseignant-chercheur depuis le début du
quadriennal en cours.
Mobilité
Un échange de postes, entre C. Nozières et C. Terquem, a eu lieu entre Paris VI et l’UJF permettant de
régulariser la situation de C. Nozières en fonction effective à l’UJF depuis le début des années 90. Un
chercheur du LSP (UJF) a rejoint à mi-temps le LAOG. Deux chercheurs, mis à disposition du CFHT, sont
rentrés au LAOG.
Deux chercheurs sont partis du laboratoire: un chercheur CNRS (pour la direction de l’Observatoire de
Bordeaux) et un enseignant-chercheur (par l'échange cité). Un astronome est parti au CFHT (en principe en
mise à disposition mais son statut n'a pu encore être régularisé en Janvier 2002, soit 2 ans après son départ),
un enseignant-chercheur est parti pour un an, peut-être deux, en détachement au CNRS de Tarbes.
Départs à la retraite
Aucun départ à la retraite n’a eu lieu lors du quadriennal en cours. Le prochain quadriennal peut en revanche
connaître 2 à 4 départs (cf. pyramide des âges plus loin).
5.2 Personnel technique et administratif
Sur la période du quadriennal, le flux ITA est de +5, malgré 1 départ à la retraite et deux départs par mobilité.
Recrutements
Le laboratoire a continué de croître rapidement en personnel technique et administratif pendant le
quadriennal en cours. Plusieurs personnels techniques sont arrivés sur des postes AFIP (2 AI CNRS) ou des
recrutements (1IE MEN, 1 IE CNRS). Le déficit en personnel administratif, fortement souligné lors de
l’évaluation précédente, a été comblé par trois recrutements (2 Ag.Adm MEN, 1 TCN CNRS), portant
l'équipe administrative à 4 personnes et permettant une structuration véritable. Le déficit en personnel de
niveau T et AI a diminué, améliorant la proportion de T et AI au regard du nombre d’IE et IR (8 vs 11). Un
emploi-jeune a été mis en place (mi-temps LAOG, mi-temps OSU).
Deux départs (IR: 1 MEN, 1 CNRS) ont eu lieu par AFIP (SPI -> SDU) ou mobilité interne à l’OSUG
(LAOG -> LGGE).
Le groupe d’ITA/IATOS du LAOG, passé de 3 agents en 1991 à 16 à l’automne 1998, est dorénavant de 21.
La plupart des corps de métiers nécessaires aux activités prévues sont représentés. L’état des lieux plus
détaillés et la stratégie de la composante technique sont détaillés à la section « Moyens ».
30

Chapitre A
Présentation générale
Départs à la retraite
Un départ à la retraite a eu lieu lors du quadriennal en cours (en 2001). Le prochain quadriennal devrait
connaître 2 départs (cf. pyramide des âges plus loin). Le cas de l’IE informatique système est à souligner ; le
contexte est détaillé dans la section consacrée aux moyens informatiques.
Répartition des corps
Pour les personnels MEN, les corps indiqués sont les corps équivalents du CNRS. Il faut noter que la
composante technique du LAOG est pour l'exacte moitié des ingénieurs d'étude ou de recherche (dont la
moitié IR1 ou IR0).
Corps AJT, AGT T AI IE IR Total
Nombre 3 4 4 5 6 22
5.3 Récapitulatif des personnels permanents
Le tableau ci-dessous présente la composition de l’unité prévue au 1 Février 2003, incluant l'évolution
prévisible en 2002: arrivée programmée par l'INSU d'un IR informaticien, présence à mi-temps d'un
chercheur S04 du LSP (L. Wiesenfeld), départ d'un IR (P. Puget) au CFHT. Le décompte inclus 2 personnes,
contractuels ou invités/associés longue duré (plus d'une année) ainsi que les 3 chercheurs détachés ou mis à
disposition (à l'IRAM) de façon indéfinie. Deux d'entre eux étant susceptibles d'être remplacés par des
invités ou associés, le chiffre ci-dessous correspond à une unité près au nombre de personnes effectivement
gérées par le LAOG à un moment donné.
CORPS
ENSEIGNEMENT
SUPERIEUR
CNRS
TOTAL
Professeurs 5 5
Maîtres de conférences 6 6
Astronomes 6 6
Astronomes-Adjoints 6 6
Directeurs de recherche 4 4
Chargés de recherche 9,5 9,5
Ingénieurs 2 12 15
techniciens et administratifs 2 5 7
Autres: Assistants, visiteurs 1 0 1
TOTAL 28 31,5 59,5
Doctorants 19
Il faut noter que le LAOG reçoit en outre de 2 à 4 invités courte durée (typiquement 1 à 3 mois) par an,
généralement mais pas exclusivement, sur postes UJF (cf. D-2.2), ainsi que 1 à 2 ATER et plus d'une
vingtaine de stagiaires. Le laboratoire abrite donc en moyenne l'équivalent de 6 à 7 personnes
supplémentaires, portant le nombre de personnes gérées par l'administration et l'informatique à 85.
31

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
PYRAMIDE DES AGES LAOG
10
10
9
Nombre par
Tranche
8
7
6
5
4
3
2
1
0
0
5
0
0
0
2
2
5
4
6
4
4
3
4
2
2
2
ITA
Chercheurs
20-23
24-27
28-31
32-35
36-39
40-43
44-47
Tranche d'Ages
48-51
0
1
1
1
52-55
56-59
60-63
64-67
0
0 Chercheurs
ITA
20-23 24-27 28-31 32-35 36-39 40-43 44-47 48-51 52-55 56-59 60-63 64-67
ITA 0 0 5 2 4 4 4 0 1 1 1 0
Chercheurs 0 0 2 5 6 10 3 4 2 2 2 0
Pyramide des âges
80
70
60
Doctorants
ITA/IATOS
Astronomes
Enseignants-chercheurs
Chercheurs
50
40
30
20
10
0
1989 1990 1991 1992 1993 1994 1995 1996 1997 1998 1999 2000 2001 2002
Doctorants 6 9 13 14 16 17 13 15 17 21 17 13 17 18
ITA/IATOS 4 4 4 7 7 8 11 13 13 16 18 20 21 22
Astronomes 2 2 4 5 7 8 8 7 8 10 11 12 12 13
Enseignants-chercheurs 6 7 9 8 9 10 11 11 11 12 12 11 11 11
Chercheurs 2 4 6 7 10 11 13 13 11 12 12 12 13 13
Evolution à 12 ans
32

Chapitre A
Présentation générale
5.4 Analyse de l'évolution
5.4.1 Pyramide des âges
La pyramide des âges (cf. page précédente), pour les personnels permanents, est arrêtée au 1 Janvier 2002.
La moyenne d’âge globale est de 41 ans, celles des chercheurs de 42 ans et celle des ITAs de 40 ans (calcul
fait sur les personnes effectivement présentes au laboratoire). Lors de l’évaluation précédente (en Octobre
1998), la moyenne d’âge globale était de 40 ans: en 3 ans, elle a augmenté de 1 an, traduisant le fait que
malgré un niveau soutenu de recrutements, les départs à la retraite sont restés faibles.
La moyenne d'âge, en comprenant les thésitifs, est de 38 ans.
5.4.2 Evolution à 12 ans
Un autre élément d'analyse de l'évolution du LAOG provient de la comparaison de l'évolution sur le
quadriennal en cours avec celle des 3 périodes précédentes, sur 12 ans. Le tableau ci-dessus montre la
croissance par corps, y compris les thésitifs (et les 3 personnes détachées, 1 CNRS, 1 Ens. Ch., 2
Astronomes).
La croissance globale approche un facteur 4 mais la situation varie suivant les corps: la croissance des ITAs
est très soutenue, conséquence de la politique de développement d'une composante technique orientée vers la
HRA, la croissance de chercheurs du CNAP est également remarquable, logiquement liée au développement
de Services d'observation associés à la réalisation instrumentale et au traitement de données.
La croissance en personnels CNRS comme en Enseignants-chercheurs UJF tend à stagner depuis 1995: les
recrutements ou mobilité CNRS ont été modestes d'une part et compensent d'autre part exactement les
départs (Bertout, Castets), par ailleurs la politique de l'UJF est devenue défavorable à la physique depuis
quelques années, entraînant la réduction des possibilités d'ouverture de postes dans les sections marginales
(29 e , 30 e , 34 e ) et notamment en astrophysique et le redéploiement, qui empêche dorénavant de récupérer les
supports vacants, par exemple les postes des deux maîtres de conférences promus à l'IUF.
Les profils décrits dans ce chapitre, repris brièvement dans le tableau suivant, ont été communiqués à la
Section 14 et au Directeur du département SDU à la mi-2001 en réponse à la demande de prospective sur les
fléchages de postes. Ils résultent pour l'essentiel de réflexions menées par le Conseil du laboratoire. Il faut
souligner la part importante de profils interdisciplinaires: le LAOG est désireux que soit menée une politique
volontariste d'ouverture de postes de ce type afin de répondre à des besoins typiquement de cette nature et
qu'il est impossible, ou pour le moins difficile, de pourvoir actuellement par les canaux de recrutement
traditionnels.
Section(s) CNRS
S14
S14
S14
Intersections
Intersections
S14 et S8
Profil
Formation stellaire et planétaire
Objets de très faible masse et planètes extrasolaires
Simulation numérique (magnéto-)hydrodynamique
Modélisation de processus moléculaires collisionnels et réactifs
Traitement du signal pour l’interférométrie
Micro-optique pour l’astronomie
33

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
5.5 Prospective en postes chercheur
5.5.1 Profils Section 14 du CNRS (ou 34 du CNU)
Formation stellaire et planétaire
La question de la formation des étoiles et des planètes s'est vue profondément modifiée au cours des 10/15
dernières années par les découvertes successives de disques de poussière et de gaz autour d'étoiles jeunes,
l'observation "directe" de disques, et la découverte de naines brunes et d'exoplanètes. Ces découvertes ont été
accompagnées de progrès tout aussi spectaculaires dans la modélisation théorique de ces objets. La
communauté française occupe une bonne place tant dans l'effort observationnel que dans les travaux de
modélisation.
Il n'est donc pas étonnant que ce thème soit affiché comme prioritaire à la fois nationalement et
internationalement: il regroupe deux des cinq thèmes identifiés au colloque de prospective d'Arcachon, et se
trouve au carrefour des préoccupations de trois programmes nationaux (PNPS, PNP, PCMI); par ailleurs, il
constitue l'un des thèmes prioritaires pour les nouvelles générations d'instruments, tels que HERSCHEL, le
VLTI, le KECK, ALMA, ou le NGST.
Dans ce contexte de forte compétition internationale, la communauté française doit être capable de mobiliser
des chercheurs pouvant apporter un soutien scientifique aux développements des très grands équipements, en
particulier en ce qui concerne les techniques de haute résolution angulaire; cette compétence doit également
leur permettre de tirer le meilleur parti de ces instruments, tant sur le plan purement observationnel que sur
celui de la modélisation des données.
Malgré la longue tradition française dans le domaine de la physique stellaire, notre communauté est
néanmoins sous-représentée en chercheurs présentant ce double profil; un fléchage de poste sur ce type de
profil est donc nécessaire pour bénéficier pleinement sur le plan scientifique de l'investissement
particulièrement important qui a été opéré sur le développement des très grands équipements de notre
discipline.
Objets de très faible masse et planètes extrasolaires
Les étoiles de très faible masse, les naines brunes et les planètes extra-solaires sont devenues en quelques
années un champ de l'astrophysique extrêmement actif du fait de progrès observationnels spectaculaires
concernant le sujet.
Ces objets interviennent en effet dans de nombreux domaines: diagnostic du processus de formation des
étoiles et des planètes, physique des intérieurs stellaires dégénérés et des atmosphères denses et très froides,
problème de la matière sombre galactique...
L'étude conjointe de ces trois types d'objets est un atout pour la compréhension de processus complexes,
parmi lesquels peuvent être notamment cités :
un processus de formation commun des étoiles de très faible masse (~0.3 M o ) jusqu'à des objets isolés de
masse planétaire (10 masses de Jupiter, voir moins) est pressenti car la fonction de masse d'amas jeunes
présente une pente unique sur l'intégralité de ce domaine de masse. Une étude plus approfondie des fonctions
de masse ainsi que des statistiques de binarité des étoiles de très faible masse, naines brunes et planètes
isolées est nécessaire pour mieux comprendre ce processus de formation.
Etoiles de très faible masse, naines brunes et planètes géantes ont en commun une physique très complexe,
associant des intérieurs dégénérés et des atmosphères denses et froides où se produisent des phénomènes
météorologiques: chimie complexe avec formation de nuages et d'aérosols, dynamique incluant des
phénomènes de condensation. Une étude globale des atmosphères tout au long de cette séquence apporte des
contraintes précieuses en fonction des températures et ainsi de beaucoup mieux appréhender, notamment, la
physique des planètes géantes.
Les contraintes observationnelles à apporter à ces domaines de recherche sont nombreuses et peuvent aller
des comptages stellaires pour déterminer les fonctions de masse, ou des études de statistique de binarité à des
34

Chapitre A
Présentation générale
mesures des paramètres stellaires (spectres, rayons, masses, température, etc...) pour contraindre la physique
stellaire.
Ce sujet est appelé à subir une importante évolution dans les années à venir grâce aux télescopes de classe
10m et plus (VLT, NG-CFHT, OWL, etc...) autorisant l'obtention d'observations de qualité pour ces objets très
faibles, au développement de l'interférométrie qui devrait pouvoir assurer l'obtention des premiers spectres
de planètes extrasolaires et à l'arrivée des caméras grand champ sur les télescopes de 4m (MEGACAM,
WIRCAM au CFHT par ex.) permettant des relevés suffisamment profonds pour détecter des naines brunes de
quelques centaines de degrés Kelvin.
Un profil convenant le mieux au besoin sera celui d'un observateur-modélisateur travaillant en association
avec les équipes théoriques en physique stellaire et atmosphères.
Simulation numérique (magnéto)hydrodynamique :
La physique des fluides, magnétisés ou non, joue un rôle très important dans les thèmes abordés au LAOG,
et qui concernent principalement les milieux dilués: disques d’accrétion et jets (tant pour les étoiles en
formation que les noyaux actifs de galaxie), milieu interstellaire, et plus particulièrement ses régions de
formation stellaire. Pour la plupart de ces thèmes, une compréhension fine des problèmes de stabilité, surtout
dans les phases nonlinéaires, et de transport, en particulier de transport turbulent, ne peut se développer que
par une interaction entre réflexion théorique et simulation numérique. Pour ne citer que quelques exemples
récents, la simulation numérique a profondément modifié nos conceptions de la turbulence MHD dans le
milieu interstellaire et dans les disques, du phénomène dynamo dans les disques, ou de la stabilité à long
terme des jets ; par ailleurs des problèmes particulièrement complexes tels que celui de l’interaction d’un
disque magnétisé avec la magnétosphère de l’objet autour duquel il gravite, commencent à être abordés.
Une double révolution s’est accomplie au cours des vingt dernières années. D’un côté, la communauté
astrophysique a réalisé le rôle central, voire moteur, que joue le champ magnétique dans la dynamique des
fluides astrophysiques, et sa capacité à affecter de façon quelquefois dramatique la physique de certains
problèmes par rapport à leur équivalent hydrodynamique. Par ailleurs, le gain continuel de puissance des
calculateurs a progressivement permis d’attaquer de front la question de la production de simulations MHD
3D directes. A l’heure actuelle, quelques codes performant existent en astrophysique, principalement aux
différences finies, tels que le code ZEUS.
Dans les dix ou quinze prochaines années, deux créneaux sont amenés à se développer: celui des simulations
globales, en particulier par des méthodes d’adaptation du pas de grille, ou par des méthodes de type SPH
propres à la MHD, et celui des simulations idéales mais détaillées de processus fondamentaux, couplées à
une approche phénoménologique et/ou théorique de ces processus, et à leurs applications astrophysiques. La
première approche suppose des moyens humains et matériels lourds, et sera vraisemblablement développée
par des équipes dédiées. La deuxième approche est tout à fait abordable par le biais des codes existants
actuellement, et se montre déjà très prometteuse tant sur le plan de la recherche théorique qu’elle suscite que
sur celui des applications astrophysiques (voir, par exemple, les nouvelles théories dynamo dans les disques
proposées dans la littérature récente).
Le recrutement d’un jeune chercheur sur ce deuxième type d’activité, avec une formation à l’utilisation et à
l’adaptation de codes lourds, serait particulièrement adaptée et productive au LAOG, de par l’expertise à la
fois théorique, modélisatrice et observationnelle regroupée sur les thèmes mentionnés en introduction, et de
part l’investissement déjà effectué par l’équipe « SHERPAS » sur cette question, en particulier sur le code
ZEUS, maintenant implanté au laboratoire, et qui est très adapté à l’ensemble de ces problèmes. Par ailleurs,
ce recrutement permettrait de combler partiellement le retard accumulé sur le plan national dans ce type
d’expertise.
5.5.2 Profils interdisciplinaires
Modélisation de processus moléculaires collisionnels et réactifs
Les observatoires HERSCHEL et ALMA vont ouvrir de nouvelles perspectives sur l'astrophysique moléculaire
en longueur d'onde, en sensibilité et en résolution.
35

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
HERSCHEL ouvrira de nouvelles fenêtres spectrales, et permettra l'étude des molécules présentes dans notre
atmosphère, notamment l'eau, dans des conditions très variées d'excitation. Alma permettra une étude à haute
résolution des associations spatiales, et devrait ainsi permettre de préciser le rôle mutuel de la physicochimie
en phase gazeuse et sur les grains, aussi bien dans les régions choquées que dans les objets jeunes et
les disques d'accrétion.
Pour anticiper cette exploration de l'univers moléculaire et de l'héritage de la chimie du milieu interstellaire
dans la formation des systèmes planétaires, un effort de modélisation amont sur les processus physicochimiques
et sur le renouvellement des bases de données associées est indispensable, notamment concernant
les taux de collision et de réaction dans le gaz et sur les surfaces des grains.
Le ou les chercheurs recrutés définiront les priorités en collaboration avec toute la communauté, en
particulier au sein du programme national PCMI, et établiront des collaborations européennes aux interfaces
de la physique et de la chimie pour les traiter. Ils participeront ensuite aux efforts de toute la communauté
pour réaliser des observations originales avec HERSCHEL et ALMA, et pour préparer les générations suivantes
d'observatoires "moléculaires", notamment DARWIN.
Ce profil pourrait être affiché en commun avec une section de chimie.
Traitement du signal pour l’interférométrie
L'interférométrie optique entre dans une phase ou elle va être ouverte au plus grand nombre notamment
grâce aux développements VLTI. Les instruments AMBER et MIDI et leur environnement ont été conçus dans
cet objectif. L'utilisation bientôt intensive de l'interférométrie commence à engendrer des besoins nouveaux
en traitement du signal en aval de la chaîne d'observation :
• précisions requises accrues de deux ordres de grandeur (haute dynamique),
• élargissement du champ d'observation notamment par des techniques de "mosaiçage",
• utilisation d'observables relativement nouvelles comme la clôture de phase,
• préparation des observations et à la réduction des données sous forme de simulations réalistes,
• connaissance précise voire prédictive de la physique de l'atmosphère turbulente,
• connaissance fine de l'instrument par modélisation ("end-to-end"): optique guidée, grand champ,
estimateurs optimaux,...
Par ailleurs, il s'agit d'anticiper la seconde génération d'instruments du VLTI qui devraient pointer vers des
domaines ou un traitement du signal très spécifique est essentiel:
• reconstruction d'image (et problèmes inverses),
• extension vers les longueurs d'onde visible,
• extension du champ d'observation.
Ces travaux nécessitent une action forte de la communauté à la hauteur des espoirs des astronomes nonspécialistes,
associés aux objectifs astrophysiques tels que l'étude des noyaux actifs de galaxie (sensibilité,
champ, reconstruction d'image), la caractérisation d'exoplanètes (précision, dynamique,...) et la formation
stellaire (reconstruction d'image, dynamique).
Ils requièrent une approche robuste du traitement du signal, faisant appel à l'expertise de la communauté
"mathématiques appliqués" conjuguée à celle des interférométristes instrumentalistes, imposant une
démarche qualité propre aux grands projets.
Il est nécessaire pour cela de recruter un ou des chercheurs à la frontière de ces deux profils.
Dans le futur, le ou les chercheurs recrutés seront à même de participer aux efforts de l'interférométrie
millimétrique (ALMA), des très grands télescopes (NG-CFHT, OWL) ainsi que des missions spatiales
(DARWIN).
Micro-optique pour l’astronomie
Dans le développement des instruments pour les très grands télescopes, mais aussi pour les missions
spatiales, la micro-optique devient un atout considérable, notamment pour les instruments d'optique
adaptative et d'interférométrie. Il nous semble indispensable de recruter des chercheurs associant une
compétence en micro-optique ainsi qu'une maîtrise des objectifs astrophysiques.
Le premier axe s'inscrit dans le développement de l'instrumentation dédié aux réseaux de télescopes utilisés
en mode interférométrique (VLTI et Darwin essentiellement dans le cadre européen). Dans ce cas, on utilise
36

Chapitre A
Présentation générale
le potentiel de l'optique guidée planaire pour la recombinaison monomode de faisceaux et pour les fonctions
associées de métrologie de l'instrument.
Le second axe concerne la mise en place de l'optique adaptative de nouvelle génération. Le point critique
limitant significativement la réalisation des futurs instruments d'observation pour l'astronomie concerne les
systèmes d'optique adaptative qui leur seront associés. Ces grands collecteurs ne seront utilisables que
moyennant des progrès significatifs en terme de système et de miroirs déformables. La France possède une
avance notable dans ce domaine.
Ces besoins dans le domaine de la micro-optique impliquent un partenariat étroit entre les laboratoires SDU
et les laboratoires CNRS, ou autres, spécialistes des technologies requises. Les laboratoires partenaires
permettent la réalisation de composants spécifiques à nos besoins au moyen de leurs équipements lourds.
Une interaction efficace requiert de maîtriser leur domaine et d'être capable d'intervenir dans les différentes
phases de conception, de réalisation et de conception des composants.
Pour tous ces sujets, il nous semble indispensable de recruter un chercheur qui possède de solides
compétences dans les domaines suivants:
• instrumentation pour l'astronomie,
• micro-technologies appliquées à l'optique,
• techniques à haute résolution angulaire.
Il doit permettre un dialogue de qualité entre les partenaires concernés. Il pourra ainsi intervenir à tous les
niveaux de la chaîne depuis l'élaboration des objectifs instrumentaux jusqu'à la réalisation de dispositifs
adaptés au mieux à nos besoins.
Ce profil correspond à un fléchage commun avec une section d'optique.
5.6 Prospective en postes ITA
L’évolution du groupe technique et la prospective instrumentale a conduit à une prospective en postes ITA
(CNRS ou MEN), communiquée à l’INSU et à l’OSUG courant 2001. Elle est résumée, mise à jour au vu des
évolutions récentes, dans le tableau suivant. L’ordre des profils traduit la priorité des besoins. Le départ de P.
Puget, assumant la direction technique et plusieurs responsabilités de chef projet, est pris en compte ici.
Trois des postes concernent des demandes de type ITARF/IATOS, les autres des postes ITAs CNRS.
Niveau Métier Destination Année
AI Informaticien JMMC – Développement et groupe projet 2003 / P1
T Mécanicien Groupe projet 2003 / 04
AGT Secrétariat Service administratif 2003/04
IE Informaticien système Service informatique du LAOG 2004
AI Electronique/contrôle Groupe projet 2005
IR Informaticien JMMC – Développement et groupe projet 2006
T Informatique Web Service informatique du LAOG (+OSUG) 2003 à +
T Maintenance Services généraux (+ OSUG) 2003 à +
Tableau ITA (cf. 5.5)
5.6.1 AI Informaticien développement - Bap E
Destination:
Année: 2003
Centre d’expertise en interférométrie optique (JMMC)
Justification: Besoins du centre d’expertise en interférométrie (centre Jean-Marie Mariotti ou JMMC) que le
LAOG, l’Observatoire de Nice et 8 autres laboratoires ont créé avec l’appui de l’INSU en 2000 pour répondre
37

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
aux besoins multiples de traitement de données, de recherche algorithmique, de formation et de services
divers requis par l’exploitation optimale des grands interféromètres optiques (notamment le VLTI). La gestion
du JMMC repose de façon importante sur le LAOG. Son développement se fera avec une recherche de
synergie avec le centre ADACE que l’IRAM devrait mettre en place pour l’exploitation d’ALMA. Une équipe
de chercheurs est déjà impliquée au LAOG dans l’activité de ce centre. En revanche, le travail informatique
proprement dit requiert des personnels de métier informatique dont nous estimons le besoin à 10 ingénieurs
et assistants-ingénieurs au total (tous sites confondus) dont partie à Grenoble.
Un poste d’IE est en place et appuiera le JMMC à raison de 80% à compter de la fin du projet AMBER. Un
poste IR chef projet est ouvert cet année. Le poste d’AI demandé ici correspond aux tâches de codage des
logiciels et de participation à la mise en place et à fonctionnement des services prévus (dont la maintenance
informatique).
Profil : Profil généraliste permettant d’assurer le codage d’algorithmes au sein de modules et via des
méthodes définies par des ingénieurs
Formation: DUT avec formation standard à la mise en place algorithmique et au codage de logiciels de
traitement de données
Tutelle :
CNRS
5.6.2 T Mécanicien - Bap C
Destination:
Groupe projet de développement instrumental
Année: 2003 (en priorite 2) ou 2004
Type :
Création : cascade liée à départ à la retraite
Justification: L’évolution des responsabilité au sein du groupe projet, avec le passage de l’ingénieur
mécanicien à des responsabilités projets ne lui permettront plus d’assurer toutes les taches de design
mécanique qu’il avait jusqu’à maintenant. Le technicien de bureau d’étude qui vient d’être promu AI pourra
assumer ces taches, mais ceci se fera au détriment de certaines taches de réalisation et de montage qu’il
effectuait jusqu’à maintenant. Le technicien recruté ayant une formation Bac Technique ou Professionnel, en
fabrication mécanique, assurera la réalisation de pièces ou de sous-ensembles. Il participera aussi au montage
et à l’ajustage de système plus importants. Il pourra être intégré au bureau d’étude pour faire les dessins de
détails ou la mise en plan sur les outils CAO du laboratoire.
Profil :
Formation:
Technicien de réalisation mécanique
Bac Professionnel ou Bac Technique en fabrication mécanique
Compétences :
• Maîtrise du travail sur machines outils
• capacité à participer au montages et à l’ajustage nécessaire pour de l’instrumentation opto-mécanique
• bonne connaissance en dessin industriel
• des connaissances en CAO/DAO seraient appréciées.
Tutelle :
CNRS
5.6.3 AGT Administratif
Destination : Appui administratif des projets
Année: 2003 souhaitable, indispensable en 2004
Justification : Une activité importante du LAOG est de nature technique et concerne la réalisation de projets
lourds au sein de consortia regroupant plusieurs laboratoires (NAOS, AMBER…) et d’autre part une activité
soutenue de R&D en collaboration avec des laboratoires et des entreprises en vue d’applications à
l’instrumentation astronomique et de valorisation. Cette activité génère une quantité notable de
documentation standardisée ainsi que de tâches administratives étroitement phasées avec la gestion projet
des projets en question. Elle s’accomode difficilement des aléas de la gestion globale du laboratoire et donc
du manque de disponibilité éventuelle de l’équipe administrative du LAOG.
Le poste demandé viendrait en appui administratif des projets lourds du LAOG notamment pour la gestion de
la documentation, le secrétariat projet, le suivi des réunions d’avancement.
38

Chapitre A
Présentation générale
Profil :
Formation :
Tutelle :
Profil généraliste
Formation standard, si possible CAP adapté
MEN
5.6.4 IE Informaticien système – Bap E
Destination:
Service informatique du LAOG
Année: 2004
Justification: L'administrateur systèmes et réseaux administrera et exploitera les moyens informatiques
communs du LAOG. Ceux-ci sont basés sur un petit groupe de machines centrales effectuant les calculs milourds,
les services de dépouillement de données observationelles et servant d’interface avec les moyens
lourds de calcul de l’Observatoire. L’ensembles des autres services (bureautique, web, multimédia…) est
assuré par des postes de travail individuels, pour une grande partie des PC « sans disque » sous Linux que
l’ingénieur système gère comme un système unique.
Ses fonctions :
• Installer, mettre à niveau et faire évoluer les éléments matériels et logiciels des systèmes informatiques.
• Administrer et maintenir le réseau et les services du réseau.
• Utiliser les outils logiciels pour l'administration de l'ensemble du système informatique, voire les
concevoir et les développer.
• Gérer l'interconnexion de l'unité avec les partenaires extérieurs (observatoires et autres sites
d’observation)
• Mettre en place, maintenir, éventuellement développer, les logiciels nécessaires au dépouillement de
données observationelles ou au calcul lourd (modélisations).
• Assurer la veille technologique, en particulier sur l’environnement de travail et les développements de
Linux.
• Optimiser l'utilisation des systèmes, en suivre l'exploitation quotidienne (sauvegarde...)
• Participer à l’établissement des règles d'utilisation en concertation avec la commission informatique.
• Assurer la fiabilité et la sécurité de l'ensemble du système.
• Former le personnel de l'unité à l'utilisation des systèmes et réseaux du site
• Conseiller et fournir une assistance aux utilisateurs
• Animer et coordonner à terme l'activité de l’équipe gérant les moyens informatiques communs du LAOG
• Négocier avec les fournisseurs pour l'infrastructure physique, les équipements, les logiciels, et les
services
Profil: Administrateur systèmes et réseaux
Compétences: Connaître les concepts et techniques d'architecture des systèmes et réseaux ; Connaître
différentes architectures matérielles (PC, MAC) ; Maîtriser le système Linux et au moins un shell ; Connaître
les technologies, les protocoles, les outils des systèmes de communication et de télécommunication ;
Connaître les outils d'administration, d'audit et d'analyse de Linux et AIX ; Maîtriser les procédures de
sécurité informatique des systèmes Linux et Windows; Mener un consultation de fournisseurs ; Gérer les
situations d'urgence et hiérarchiser les priorités ; Répondre à la demande en conformité avec les besoins de
l'unité ; Rédiger des notes techniques et supports de formation, notamment Web ; Maîtriser l'anglais
technique écrit du domaine ; Goût pour le travail en équipe.
Tutelle :
CNRS
5.6.5 AI Electronique et contrôle
Destination:
Groupe projet de développement instrumental
Année: 2005
Type :
Création : cascade liée à départ à la retraite
Justification: Le départ à la retraite de l’actuel IR1 spécialiste du contrôle induira en 2005 une lacune dans
le groupe projet. L’autre électronicien spécialiste du sujet, IE, étant de très bon niveau, il devrait pouvoir
passer IR assez tôt. Il sera indispensable de le seconder pour compenser le départ de l’IR et suffisant de faire
39

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
cela par un recrutement AI. L’AI recruté assurera les tâches de réalisation aux côtés de l’IE et sera formé à
certains aspects des études menées par celui-ci qu’il pourra progressivement remplacer sur des actions bien
définies.
Profil :
Formation:
Electronicien spécialiste du contrôle-commande de systèmes complexes
DUT en électronique
Compétences :
• Connaissance des environnements de contrôle instrumental
• Bonne connaissance de l’électronique numérique
Tutelle : CNRS
5.6.6 IR Informaticien développement - Bap E
Destination: Centre d’expertise en interférométrie optique (JMMC) et groupe projet du laboratoire (2/3–1/3)
Année: 2006
Justification: Besoins du centre d’expertise en interférométrie (centre Jean-Marie Mariotti ou JMMC) que le
LAOG, l’Observatoire de Nice et 8 autres laboratoires ont créé avec l’appui de l’INSU en 2000 pour répondre
aux besoins multiples de traitement de données, de recherche algorithmique, de formation et de services
divers requis par l’exploitation optimale des grands interféromètres optiques (notamment le VLTI). La gestion
du JMMC repose de façon importante sur le LAOG. Son développement se fera avec une recherche de
synergie avec le centre ADACE que l’IRAM devrait mettre en place pour l’exploitation d’ALMA. Une équipe
de chercheurs est déjà impliquée au LAOG dans l’activité de ce centre. En revanche, le travail informatique
proprement dit requiert des personnels de métier informatique dont nous estimons le besoin à 10 ingénieurs
et assistants-ingénieurs au total (tous sites confondus) dont partie à Grenoble.
Le poste demandé est le 4 e dont la mise en place est proposée dans le cadre du démarrage des activités du
centre. Il correspond aux tâches de gestion projet global et d’encadrement de l’activité de codage des
logiciels et de mise en place et suivi des services (dont la maintenance informatique) prévus.
Profil : Développement et maintenance de codes informatiques, connaissance du traitement du
signal, éventuellement des méthodes adaptées aux problèmes inverses.
Formation: Formation standard au développement algorithmique et à la gestion projet.
Tutelle : CNRS
5.6.7 T informaticien – Bap C
Destination : Maintenance de site web
Année : Aussitôt que permis par couplage avec demande OSUG
Justification : Le site internet du laboratoire devient un outil indispensable. Mis en place par des chercheurs
ou ingénieurs, il requiert ensuite une maintenance régulière. La continuité de cette activité et le type de
formation nécessaire n’est pas compatible avec les fonctions et métiers disponibles du laboratoire. Il s’agit
d’un nouveau métier et d’un besoin à temps partiel qui bénéficierait d’une demande similaire de l’OSUG.
Profil : Profil généraliste
Formation : BTS - DUT avec formation standard aux outils de communication internet (standard HTML et
ses évolutions)
Quotité : 1/2 (à coupler avec un besoin similaire dans l’OSUG)
Tutelle : MEN
5.6.8 Technicien de maintenance
Destination : Maintenance et suivi du petit matériel et de l’infrastructures
Année : Aussitôt que permis par couplage avec demande OSUG
Justification : Le laboratoire dispose de locaux et équipements divers générant une activité de maintenance
et suivi d’approvisionnement, échouant normalement aux services généraux. En pratique, pour satisfaire les
besoins réels, parfois urgents en raison des nécessités de nos engagements, un personnel de haute
compétence, donc mal employé, doit compenser l’impossibilité pour l’université d’intervenir à temps, ce qui
40

Chapitre A
Présentation générale
ne peut pas devenir la règle. Un tel poste permettrait en outre de répondre à des besoins de manutention,
d’intervention sur aménagement et autres activités ponctuelles requiérant un personnel d’exécution
disponible. Il s’agit d’un nouveau métier et d’un besoin à temps partiel qui bénéficierait d’une demande
similaire de l’OSUG.
Profil :
Profil généraliste
Formation : Expérience adaptée suffirait
Quotité :
1/3 (à coupler avec un besoin similaire dans l’OSUG)
Tutelle :
MEN
41

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
6 Moyens
Deux aspects particuliers du LAOG sont ici détaillés: l’évolution et l’orientation de la composante technique,
qui a été créée, pour l’essentiel, en l’espace de 8 ans et la politique informatique du laboratoire qui possède
divers atouts qu’il est important de préserver.
6.1 Composante technique
6.1.1 Etats des lieux
La composante instrumentale au LAOG s’inscrit essentiellement autour de deux activités :
• le développement d’instrumentation pour les TGE,
• les activités Recherche et Technologie.
Il faut remarquer que dans les deux cas on essaie que ces activités soient en lien direct avec certaines
priorités astrophysiques des équipes du laboratoire.
Pour l’instrumentation on retrouvera des instruments liés à la haute résolution angulaire: otique adaptative et
interférométrie, en ce qui concerne la R&T on retrouve les mêmes liens, nos développements s’appliquant
principalement dans ces deux domaines, sachant que pour les détecteurs JSET on pourra avoir un champ
d’applications beaucoup plus large.
L’ensemble de ces activités se base sur un groupe technique maintenant constitué d’une quinzaine
d’ingénieurs et techniciens. Le développement du laboratoire au cours des quatre dernières années, entreautres,
a permis d’arriver à la taille minimum, en nombre comme en spécialités, permettant de mener à bien
ces activités. Il faut cependant remarquer qu’un domaine particulier est toujours très déficitaire: il s’agit de
l’informatique, tant pour les programmes de contrôle des instruments que pour les aspects traitement des
données. Ceci impose d’utiliser pour certains de ces développements des personnes dont l’informatique n’est
pas la spécialité: ingénieurs venant d’autres domaines ou chercheurs, ce qui n’est en général pas la meilleure
solution que ce soit pour le projet lui-même ou les personnels.
Notre structure projet actuelle nous permet de participer à la conception des instruments en interaction
directe avec les chercheurs grâce à un groupe ayant l’essentiel des compétences: système, optique,
mécanique, électronique, logiciel sachant que dans ces domaines nous pouvons suivre l’ensemble du
développement depuis la conception et les simulations jusqu’aux intégrations et tests finaux. Il faut noter
qu’il est essentiel pour le bon déroulement des projets et la réalisation d’instruments aussi performants que
possible, que les points les plus critiques soient traités en interne: conception, simulations, intégrations et
tests. La seule spécialité nous manquant actuellement est la thermique: si les besoins dans ce domaine ne
justifient pas une personne dans un laboratoire tel que le notre, par contre la possibilité d’utiliser un tel
logiciel de simulation spécifique serait utile, si possible en propre au laboratoire ou, à défaut, à disposition
dans un autre laboratoire avec l’aide d’un spécialiste.
Il est important de noter que les logiciels que ce soit pour la conception, la simulation et le design tant
mécanique qu’électronique nécessitent une mise à niveau régulière, si on veut rester efficace et compatible
avec l’ensemble de nos partenaires, sachant que les projets développés pour les TGE se font toujours dans le
cadre de consortia, souvent internationaux.
Les activités R&T se sont également beaucoup développées lors des dernières années, essentiellement autour
de technologies en vue d’applications pour l’instrumentation en interférométrie et en optique adaptative.
Pour l’interférométrie il s’agit principalement d’optique planaire permettant de concevoir des instruments de
nouvelle génération: plus performants, plus compacts et plus opérationnels, ou recombinant un plus grand
nombre de faisceaux (jusqu’à 6 ou 8 pour les prochains instruments).
Pour ces activités il faut noter que la collaboration d’ingénieurs participant à la recherche technologique aux
cotés d’astronomes instrumentalistes est un atout essentiel pour optimiser les efforts de recherche. Ces
42

Chapitre A
Présentation générale
activités pour les ingénieurs sont une source de motivation remarquable en complément des projets
instrumentaux lourds, où il s’agit principalement de réalisation même si il y a quelques points qui relèvent du
défi technologique.
La garantie d’un certain équilibre à ce niveau est probablement la clé pour maintenir la motivation des
ingénieurs et pérenniser l’ensemble de l’équipe.
L’arrivée début 2002 d’un technologue devrait nous permettre d’améliorer notre efficacité dans ce domaine,
sachant que les collaborations que nous avons avec les laboratoires développant les technologies, qu’ils
soient CNRS ou CEA, sont souvent limitées par la disponibilité de personnel spécialisé.
Pour les activités du groupe technique le quadriennal à venir s’inscrit dans la continuité.
Pour les grands projets instrumentaux: suite des projets en cours: AMBER qui est en phase d’intégration et
WIRCAM qui est en phase de démarrage. Pour l’avenir le LAOG participe aux réponses aux appels d’offre
pour les instruments de deuxième génération du VLT pour l’optique adaptative associée par exemple à la
coronographie ou pour l’interférométrie.
La R&T se fera également dans la continuité des actions actuelles, avec peut-être une implication à un niveau
plus « système » pour les aspects optique adaptative, particulièrement dans le cadre de la future structure
pour l’optique adaptative, ou le LAOG pourrait avoir un rôle moteur.
Un des développements qui devra probablement être rediscuté durant les prochaines années est la poursuite
du programme JSET, l’association actuelle avec le CEA et le CRTBT est fructueuse. Lorsque la phase de
validation actuelle aura été menée à bien, il faudra voir comment mettre en place une structure permettant de
développer un composant opérationnel pour l’astronomie.
6.1.2 Pôle technologique régional
Le LAOG participe à la réflexion sur les pôles technologiques régionaux initiée par l'INSU et le CNES en
2000. La mutualisation envisagée de personnels techniques, éventuellement de moyens techniques, se ferait
dans le cadre de la région "Grand Sud-Est" (GSE) regroupant Nice, Marseille, Lyon et Grenoble. Les autres
laboratoires associés à cette réflexion localement sont le LPG est une équipe du LGGE.
Le concept de pôle GSE intéresse le LAOG dans la mesure où il concernerait les grands projets de
l'astronomie sol et non pas seulement le spatial. Une deuxième contrainte provient de l'absolue nécessité de
conserver dans les laboratoires une variété de profils permettant de gérer localement des projets de taille
moyenne et de garder une proximité maximale avec les chercheurs instrumentalistes et la réflexion
scientifique amont aux projets, propre aux laboratoires. De ce fait, et parce que le LAOG dispose d'une
composante technique équilibrée, quasi-autonome sur de nombreux métiers, et de grande valeur, la notion de
pôle GSE devrait s'accompagner du maintien d'une certaine capacité locale (Grenoble, éventuellement
OSUG 5 , ou région Rhône-Alpes?).
Un autre aspect des réflexions menées est le lien éventuel avec le secteur astroparticule. Bien que
l'appartenance à des départements différents du CNRS représente une difficulté rajoutée, les collaborations
potentielles et la similitude de moyens mis en œuvre plaide pour une telle approche. Sur Grenoble, et
notamment pour le LAOG, les liens pré-existants avec l'IN2P3 (Structure "Cosm'Alpes" notamment, cf. A-
3.3) sont une base objective permettant d'avancer dans cette voie.
De la même manière, les liens avec le CEA dans les différentes régions, et donc entre CENG et le LAOG
pour le pôle GSE (cf. C-1, 3 et 6), pourraient justifier une réflexion identique. Les obstacles structurels
semblent néanmoins importants malgré le cadre de départ fourni par la convention cadre entre UJF et CENG.
6.2 Services d'observation
Deux types de Services d'Observation (au sens du statut du CNAP) sont reconnus par l'INSU pour le LAOG:
5 L'OSUG a commencé très récemment une réflexion sur une mutualisation interne, commune aux 7 laboratoires ou
équipes de l'OSUG. Il ne va pas de soit que deux mutualisations ainsi croisées puissent co-exister. Il sera donc nécessaire
de clarifier les objectifs et avantages des deux concepts pour aboutir à un montage optimal.
43

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
• "La conception et le suivi de construction d'instruments pour les grands observatoires"; à ce titre, les
projets NAOS et AMBER pour le VLT sont explicitement reconnus, les projets WIRCAM pour le CFHT et le
TGE ALMA sont implicitement reconnus.
• "Le traitement de grands flux de données et les grandes bases de données"; à ce titre, l'opération JMMC
(Centre d'expertise interférométrique J.-M. Mariotti; cf. §C-4) est explicitement reconnue par l'INSU.
Le potentiel, chercheur comme ITAs, correspondant à ces activités totalise 15 ETP (Equivalents-temps plein)
dont une part importante des "tâches de service" des personnels CNAP. Le détail est donné dans la demande
quadriennale de l'OSUG. L'OSUG est traditionnellement appelé à soutenir ces activités, au titre notamment
du coût induit des projets "lourds". Depuis la création de la "commission des observatoires" de l'OSUG
élargi, ce soutien n'est plus inscrit explicitement dans les objectifs (du fait de la tendance à privilégier des
services "locaux", notion sans contrepartie en astro physique), ce qui présente un risque à terme malgré le
soutien obtenu pendant les deux premières années de fonctionnement de cette commission.
6.3 Informatique
6.3.1 La politique informatique du Laboratoire
La politique informatique du LAOG est définie par une "commission informatique" constituée des deux
informaticiens du laboratoire (IE et T), de chercheurs et d'Ingénieurs de recherche.
Notre choix a été jusqu'à présent de centraliser les moyens de calcul et les services généraux (réseaux,
nommage, messagerie, logiciels graphiques, sauvegardes) sur un très petit nombre de machines fiables et
puissantes propriétaires, afin de minimiser leur administration et leur maintenance. Il est aussi de maintenir
une bande passante réseau suffisamment large pour permettre les échanges rapides entre tous les systèmes de
fichiers repartis et avec les serveurs de calcul de l'Observatoire.
Les gros calculs de modélisation se font sur les machines de l'Observatoire et des centres nationaux. Il reste
au LAOG d'assurer les applications bureautiques et multimédia, le travail interactif d'acquisition, de
dépouillement et de traitement des données observationelles. Les flux de données produits par les
instruments contemporains sont en continuelle augmentation et cela se répercute directement sur besoins en
matière de capacité de stockage et de traitement associé.
6.3.2 Les moyens informatiques actuels
Le Laboratoire d'Astrophysique est équipé de:
• Un réseau haut débit composé d'un routeur-commutateur financé en 2000 pour 23 k€ par l'UJF, une série
de commutateurs 10/100 Mbits/s financés par le LAOG, un commutateur backbone gigabits/s pour
l'Observatoire financé pour 3 k€ par l'UJF et connectant le gros serveur du LAOG, les commutateurs, les
serveurs Linux et une grappe de stations IBM devenues maintenant obsolètes. Ce réseau se complète par
le précâblage du bâtiment et par l'extension en 2000 d'un câblage ajoutant une vingtaine de prises 100
Mbits/s dans l'ancien bâtiment.
• un quadriprocesseur IBM RS6000/270 installé en Juillet 2000, disposant de 4 Go de mémoire. Il assure
de manière très fiable le support de plusieurs systèmes de stockage RAID dont un de 1,5 To, et pour une
grosse partie les services communs d'interactivité, de nommage, de messagerie, sauvegardes, des
logiciels graphiques de dépouillement et de traitement. Cette machine nous permet d'attendre jusqu'en
2003, l'arrivée des PCs 64 bits et leur possibilité de gérer de gros systèmes de fichiers (les systèmes
Linux actuels ne permettent pas l'utilisation de très gros fichiers dépassant les 2 Go et d'agréger une
grosse capacité disque).
• Les postes de travail (200 environ) sont distribués dans les bureaux. Le Laboratoire a déployé une
solution de remplacement des Terminaux X par des PC sans disque ("diskless"), sous Linux. Solution
innovante que nous avons mise en oeuvre en 1999, pour maintenir une administration centralisée,
diminuer les coûts, augmenter considérablement la capacité des ressources et utiliser au mieux des
logiciels du domaine public. Une cinquantaine de PC diskless sont maintenant installés. Les autres postes
de travail sont des terminaux X vieillissants ainsi que des postes sous Windows pour des applications
44

Chapitre A
Présentation générale
dédiées de CAO, simulation mécanique et électronique et pour la compatibilité (forcée) avec le monde
bureautique ainsi que des Mac pour le secrétariat.
• Quatre serveurs Linux qui assurent la gestion des postes de travail "diskless" et une part du service
multimédia.
• Logiciels du domaine public mais aussi logiciels sous licences (ex.: IDL, dépense de 12 k€ en 2001),
Windows, wmware, logiciels de conception et calculs mécaniques pris en charge totalement par les
crédits de projets.
6.3.3 Les moyens humains associés
G. Buisson et R. Mourey sont les seuls ITA affectés à l'informatique commune du LAOG. Le vaste ensemble
informatique qu'ils gèrent ne pourrait perdurer sans l'aide constante des membres non-ITA de la commission
informatique qui interviennent à tous les niveaux (gestion de services, documentation, aides aux autres
utilisateurs, prospective et veille technologique). Mais cette aide décroît fortement avec les responsabilités
prises par eux dans des projets instrumentaux ou dans la gestion de l'enseignement et de la recherche au
niveau local ou national.
6.3.4 Financement des installations actuelles
6.3.5 Prévisions
Le LAOG a fait durant le quadriennal écoulé de gros efforts d'investissement pour que son parc informatique
suive l'augmentation en personnel et en besoins, et a procédé à d'importantes mises à jour de logiciels.
Ses dépenses en 2000 pour l'informatique commune ont été de 94 k€ (dont l'achat du quadriprocesseur avec
4 Go de mémoire pour 28 k€ dont 20 k€ de l'INSU). Mais le laboratoire s'est aussi doté d'une grosse
capacité de disques (dont un système RAID de 500 Mo), de postes de travail et d'appareils réseaux.
En 2001 les crédits du soutien de base du LAOG ont servi à financer d'autres postes de travail, les serveurs
Linux, l'achat (26 k€) d'un système RAID SCSI de 1,5 tera octets au taux de transfert élevé, d'un appareil de
sauvegarde des données (10 k€) haute capacité. La dépense totale de l'informatique commune a été pour
2001 de 98 k€ entièrement financés par le soutien de base. Parallèlement, les dépenses informatiques sur les
crédits spécifiques (projets, programmes, ...) ont été de 137 k€ environ.
S'inscrire dans une perspective d'augmentation des volumes de données à traiter et à stocker:
Dans les 4 ans à venir, le projet SCCI de l'OSUG, le projet Ciment (Calcul Intensif, Modélisation,
Expérimentation Numérique et Technologique), et les centres nationaux devraient répondre aux besoins de
modélisation et de calcul intensif du LAOG.
Pour la charge supportée actuellement par le LAOG, le type d'architecture installé nous permet d'attendre
2003 et nécessitera uniquement une jouvence légère des serveurs Linux, l'achat de postes de travail PC
"diskless" pour remplacer les terminaux X qui ne seront plus utilisables et pour équiper les nouveaux
arrivants. On peut estimer ces besoins à 15 k€ par an.
La capacité de stockage actuelle satisfait nos besoins jusqu'en fin 2002. Mais l'arrivée des nouveaux
instruments (NAOS, MEGACAM, WIRCAM) va augmenter l'ordre de grandeur des données à traiter d'un facteur
10 dans un an multiplié par le nombre d'équipes travaillant sur ces instruments.
L'espace disque RAID de 1,5 tera octets qui vient d'être mise en service (fin 2001) permet de faire face au
données provenant des mosaïques CCD grand champ, aujourd'hui principalement la 8K*12K du CFHT et la
8K*8K de l'ESO. La 12K génère typiquement 30 Go de données par nuit. A partir de l'an prochain, elle est
remplacée par MEGACAM, d'une surface 4 fois supérieure (40 CCD 2k*4.5k, soit 360 Mpixels par image!),
i.e., générant ~100Go de données par nuit. Nous serons de plus en plus nombreux au LAOG à utiliser ces
instruments (équipes « EJDJ» et « ETFM » au moins, impliquées dans les "surveys" MEGACAM). Pour
illustration, une équipe du LAOG a soumis un programme clé de 30 nuits sur 2 ans qui, s'il est accepté en
totalité, fournira un total de l'ordre de 3To de données en 2002-2003.
45

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Quelles solutions techniques seront viables, à mi-parcours du présent quadriennal, pour répondre à ces
besoins typiques de stockage (fût-il temporaire) et de traitement de données observationelles, à savoir:
• quels moyens de stockage pour plusieurs dizaines de To ?
• quelle infrastructure réseau permettant un débit raisonnable ?
• quelles machines pourront assurer la gestion de très gros fichiers ?
• quels seront les moyens de sauvegarde et d'archivage ?
Des solutions nouvelles de stockage grande capacité arriveront sur le marché dans un an, que nous ne
pouvons pas encore chiffrer exactement. Le coût actuel d'un To sur une seule unité physique, au débit rapide
est de 23 k€. L'évolution technologique des PC d'ici 2 ans permettra la création de gros fichiers, mais pas un
débit dépassant la bande passante de son bus. Actuellement nous sommes limités par tous ces paramètres: le
bus PCI débite à 133 Mo/s (80 Mo/s max. en réalité), le réseau gigabits 125 Mo/s, le contrôleur SCSI 160
Mo/s et un disque SCSI 40 Mo/s. La mémoire la plus rapide actuellement est la RAMbus (3 à 4 Go/s) sur 32
bits et qui coûte 820 € pour 1 Go.
Les fermes de PC vont remplacer les architectures monolithiques:
Si on adopte une solution de ferme de PC (propriétaire ou PC assemblés), dans 1 an le PC 64 bits le plus
performant, 1 Go de mémoire et 4 disques IDE (maximum supporte par un PC) de 180 Go (actuellement 100
Go maximum) peut être estimé à 4k€. Pour un stockage de 10 To (fragmentés), une quinzaine de PC seront
nécessaires, soit 57 k€ auquel il faudra ajouter un service de commutation gigabits cuivre estimé à 8 k€ (le
surcoût sur le routeur en sortie est à la charge de l'UJF) ainsi qu'un système de lecture de bandes hautes
capacité estimé à 10 k€ plus des bandes (0.2 k€ pièce).
L'impact sur l'infrastructure de la salle machine (onduleur, climatisation, espace disponible) ne peut être
chiffré mais devrait être faible. Cette solution va demander la mise au point d'une gestion sophistiquée des
espaces répartis sur les PC. On peut espérer l'arrivée d'un système de gestion de fichiers distribués sous
Linux d'ici 1 ou 2 ans qui permettra d'agréger les disques. Cette solution va permettre de traiter en local les
données et évitera des transferts réseau. Mais la lecture de bandes va nécessiter un grand débit réseau si on
ne veut pas multiplier le nombre de lecteurs. Cette solution offre l'avantage de laisser les PC disponible pour
des calculs parallèles lorsqu'ils ne seront pas occupés par les dépouillements.
Pour répondre à toutes ces questions, nous suivons de près la réflexion prospective entreprise sur le même
thème par l'OSUG. Nous sommes également en contact avec d'autres instituts qui ont des besoins similaires
ou supérieurs au nôtre, en particulier le CFHT (gestion temps réel des données MEGACAM et WIRCAM) et le
CADC canadien (archivage de toutes les données CFHT et HST).Nous suivons de près l'expérimentation de
solutions "fermes de PC sous Linux" du Laboratoire ID/IMAG voué au "calcul parallèle" et nous restons en
contact avec le Laboratoire TIMC qui a récemment acquis une ferme de PC (25 PC, 3Go/PC, 2
commutateurs, 20 Go disque/PC: 84 k€)). Nous ne connaissons pas pour l'instant de solutions ferme de PC
vouée au service de fichiers.
La capacité du réseau doit satisfaire la demande des équipements en place jusqu'en fin 2002, il suffira
d'augmenter l'équipement en petits commutateurs, proportionnellement au nombre de postes nouvellement
installés. L'arrivée de IPV6 est prévue pour dans 4 ans et ne changera rien pour les appareils réseau de niveau
2 (sans routage) seuls les appareils de niveau 3 devront être changés ou mis à jour et ceci concernera les
équipements routeurs pris en charge par l'UJF. Par contre cela va entraîner certainement la mise au rebut des
vieilles machines et la mise à jour des logiciels et des systèmes. Le gigabit cuivre est prévu pour les câblages
FTP catégorie 5, ce qui ne nécessitera pas une refonte de notre précâblage.
En terme de capillarité du réseau dans les bureaux, l'ancien bâtiment avait été précâblé en catégorie 4
(limitée à 10 Mbit/s) tandis que le nouveau bâtiment a bénéficié de la catégorie 5 assurant 100 Mbit/s. Dans
l'attente de la normalisation du gibabit cuivre (disponible depuis peu en catégorie 6), nous avons procédé en
2001 à un recâblage partiel de l'ancien bâtiment en catégorie 5, pour permettre le déploiement de postes
Linux diskless performants. Ce chantier a été réalisé par R. Mourey avec un recours minimal à des
entreprises extérieures pour un coût de 3 k€ environ. La prochaine étape portera sur le déploiement du
gigabit cuivre dans tout ou partie des bureaux pour les applications les plus gourmandes en imagerie ou en
partage de données (notamment pour les bureaux du JMMC).
46

Chapitre A
Présentation générale
6.3.6 Financements à prévoir
• L'accès au réseau RENATER et au réseau métropolitain est payé par l'OSUG.
• Une extension du précâblage 100 Mbits/s aux bureaux de l'ancien bâtiment est nécessaire dès
maintenant. Soit le personnel technique déjà surchargé réalise cette installation ce qui demande environ 3
k€ de matériel, soit une entreprise extérieure réalise ce travail pour 9 k€.
• Un recâblage en gigabit cuivre (catégorie 6) dans les deux bâtiments (ancien et nouveau) sera nécessaire,
et pourrait faire l'objet d'une action concertée avec l'UJF. Le recours à une entreprise extérieure sera
indispensable compte tenu du plan de charge des informaticiens, le prix indicatif pour un recâblage
partiel est de 9 k€, hors équipements actifs dont le prix est amené à baisser.
• Le budget de maintenance incompressible est pour le quadriprocesseur IBM de 2.5 k€ HT à prévoir
jusqu'en 2004 au moins, il faut ajouter la maintenance des onduleurs 1.7 + 0.9 k€, et la maintenance du
Super DLT 1.5 k€ soit au total: 6.6 k€.
• L'achat de nouveaux postes de travail pour remplacer les terminaux X et les postes périmés---10 postes
par an soit 15 k€.
• L'achat de licences de logiciels (IDL, windows, wmware) soit 2 k€/an
• L'équipement du site en remplacement du serveur propriétaire et en vue de servir une dizaine de
teraoctets dans 2 ans :
On ne peut pas trancher quant à l'installation d'une ferme à cause de la rapidité de l'évolution technologique
et de celle des systèmes Linux, si on veut garder un ensemble homogène compatible et plus facile à gérer.
Tout au plus peut-on envisager l'achat d'une première tranche fin 2003 soit (5 PC + commutateur + 30
bandes): 37 k€ et une deuxième tranche au plus tard un an après (10 PC + lecteur + 50 bandes): 56 k€.
6.3.7 Partage des moyens et des expertises, des connaissances
Pour assurer aux développeurs un portage facile des codes sur les centres nationaux et un échange d'expertise
entre les utilisateurs, il faut assurer la compatibilité des machines entre elles et la mise à niveau des systèmes.
Pour une meilleure administration du site commun, les échanges de connaissance sont réguliers avec les
partenaires. Nous divulguons notre expertise en systèmes Linux et en systèmes "diskless" sur le Web mais
aussi par des formations sur site d'autres administrateurs informatiques.
Nous suivons de près l'expérimentation de solutions "fermes de PC sous Linux" (ID/IMAG et TIMC).
6.3.8 Dotation en personnel informaticien: la clé de voûte de notre évolution
La demande récurrente de poste d'un technicien a été satisfaite fin 1999. Mais l'augmentation du nombre de
permanents ces 2 dernières années induisant une augmentation d'étudiants, de stagiaires et d'invités, la
quantité de postes de travail et la diversité des applications ayant fait une progression spectaculaire (2 postes
par personne en moyenne, contre 1 poste il y a 4 ans) ainsi que la gestion de plus en plus complexe des
postes portables dont la gestion ne peut être centralisée, ont saturé les capacités de réponse du personnel
informaticien en place. Ce personnel a bien voulu jusqu’à récemment faire face par des heures
supplémentaires de travail, non rémunérées, qui ne peuvent plus être tolérées depuis la mise en oeuvre de la
RTT. La multiplication des projets scientifiques, le nombre sans cesse croissant des permanents, entraînent
une augmentation des postes de travail indépendants (windows ou Linux) ainsi que la décentralisation de
leur gestion. Le travail des informaticiens explose et ceux-ci ne font face plus qu'à l'urgence, alors qu'ils
devraient consacrer une partie de leur temps à la veille technologique qui a permis au début du précédent
quadriennal de mettre en place, parmi les premiers en France, des solutions innovantes comme les PC
'diskless'.
Le remplacement d'une grosse station propriétaire par une ferme de PC, puis sa gestion quotidienne,
monopolisera un ingénieur à plein temps, ce qui n'est pas anormal au vu du service rendu. Dans tous les
centres ayant une telle structure informatique, expérimentale certes, ce sont plusieurs temps plein qui sont
consacrés à maintenir le système. Le coût de la maintenance d'une machine propriétaire et le coût du support
vont disparaître pour se retrouver dans le coût du personnel qualifié nécessaire à la bonne marche du
système.
47

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Les deux informaticiens du LAOG sont dans l'incapacité de faire face seuls à cette évolution inévitable et ne
peuvent assumer seuls cette charge supplémentaire. L'embauche d'un IE nous semble incontournable dans le
courant du quadriennal. De plus, G. Buisson étant susceptible de partir en préretraite à court terme
(vraisemblablement avant la fin de ce quadriennal), il est impératif d’anticiper son remplacement par
l'embauche d'un IR système et Réseaux.
48

B - Thèmes: bilan et prospective
Images comparées d'un même champ stellaire: à gauche, avec la caméra WFPC2 du télescope spatial Hubble en
bande visible I (800 nm); à droite, pose de 400 s en bande K (2.2 microns) avec le système d'optique adaptative
NAOS et sa caméra CONICA sur le télescope YEPUN (UT 4) du VLT de l'ESO en Novembre 2001 (repris de ESO
Press Release 25/01; cf. C-1).

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
1 Haute énergie et plasmas astrophysiques
Le sigle SHERPAS, Sources de Haute Energie Relativistes Plasmas Accrétion-éjectionS, désigne l’équipe.
1.1 Composition de l’équipe
La liste des permanents de l’équipe est donc J. Ferreira (MdC), D. Fraix-Burnet (CR1), G. Henri (PR2), P-Y.
Longaretti (CR1), G. Pelletier (PRCE), P-O. Petrucci (CR2). Le flux de doctorants et leur devenir est
présenté dans le tableau suivant.
Année de thèse postdoc insertion
F. Rosso 1994 - Prof. Cl. Prépar.
J. Ferreira 1994 Heidelberg MdC UJF
A. Marcowith 1996 Heidelberg, Utrecht CR2 CESR
P-O. Petrucci 1998 Milan CR2 LAOG
N. Renaud 1999 Agrégation Prof. Cl. Prépar.
E. Kersalé 2000 X, Leeds, Cambridge
F. Casse 2001 Utrecht
L. Saugé 2003
D. Gialis 2004
Signalons que E. Galiano est en thèse au Chili dans le cadre de l’ESO avec une co-direction D. Alloin et D.
Fraix-Burnet sur un thème AGN avec le VLT.
1.2 Faits saillants
• Calcul des écoulements d’accrétion-éjection avec couple magnétique et couple visqueux, chauffage
additionnel, en particulier coronal ; flexibilité des solutions, dégagement des contraintes
observationnelles.
• Excitation de la turbulence hydrodynamique dans les disques d’accrétion, phénoménologie et simulation
numérique.
• Transport des particules suprathermiques dans un champ magnétique chaotique, diffusion angulaire,
diffusion spatiale le long des lignes de champs et diffusion anormale transverse ; conséquences sur la
physique des rayons cosmiques de très haute énergie.
• Simulation des sursauts haute énergie dans les blazars et microquasars, mettant en œuvre effet Compton,
création de paires, rayonnement synchrotron et accélération in situ ; modélisation de la variabilité.
• Forte contribution à la controverse sur l’origine du rayonnement gamma des blazars, à savoir,
électrodynamique ou hadronique et critique de l’estimation des flux de neutrinos des AGNs.
1.3 Historique et évolution
La thématique, assumée par une seule personne avec des collaborations extérieures dès 1982 dans le
laboratoire, dans la perspective d’une implication annoncée de l’IRAM dans l’étude des Noyaux Actifs de
Galaxie, est devenue celle d’une équipe avec l’arrivée de G. Henri et de deux thésards (F. Rosso et J.
Ferreira) en 1991. Jusqu’à cette date, l’activité était essentiellement concentrée sur la physique du
rayonnement non thermique des radiogalaxies (noyau actif, jets, points chauds) à travers l’étude des jets
extragalactiques et de leurs perturbations (instabilités, turbulence, chocs et accélération de Fermi). Puis
l’élargissement s’est fait dans deux directions, d’une part, l’étude des structures MHD d’accrétion-éjection
et, d’autre part, l’étude des phénomènes de haute énergie (rayonnements X et gamma, effet Compton et
création de paires) associés à l’éjection relativiste.
50

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
L’arrivée de P.-Y. Longaretti en 1993, de D. Fraix-Burnet en 1995 permit de consolider l’équipe sur l’étude
des phénomènes de transport et de leur simulation, d’une part, et sur la phénoménologie des jets et leurs
observations, d’autre part. Le recrutement de P.-O. Petrucci en 2001 permet l’ancrage de l’équipe sur
l’astronomie X et gamma de basse énergie (XMM et Integral).
Depuis 1991, la thématique de l’équipe se déploie donc selon trois triangles intimement reliés, le triangle
“phénomènes astrophysiques” -disque d’accrétion, éjections et rayonnement de haute énergie (cela concerne
aussi bien les Noyaux Actifs de Galaxie, que nous appellerons “AGNs” que les microquasars, les sursauts
gamma, que nous appellerons “GRBs”, les nébuleuses de pulsars ou les étoiles jeunes), le triangle
“disciplines physiques” –MHD de l’environnement des objets relativistes, théorie cinétique des plasmas
relativistes, physique des hautes énergies (ou “astroparticules” selon le point de vue)- et le triangle
“méthodes d’investigation” théorie, simulation numérique, observation. L’activité dominante de l’équipe est
néanmoins théorique ; la primauté est donnée au développement de la physique suscitée par la
compréhension des phénomènes cosmiques de haute énergie, tout en assurant l’accompagnement scientifique
des projets de ce domaine.
L’équipe a joué un rôle important dans la création du GdR Phénomènes Cosmiques de Haute Energie
(PCHE) ainsi que dans le réseau de collaboration régionale “Cosm’Alpes” avec nos collègues de l’ISN, du
CRTBT et du LAPP. Elle participe fortement à ces structures d’échanges et de collaboration, ainsi qu’à des
réseaux européens et à une collaboration INTAS.
En outre, l’équipe est intégrée à collaborations sur des projets d’astronomie de haute énergie, CAT/CELESTE,
HESS, ECLAIRS, GLAST. Elle a aussi des programmes d’observation avec XMM, Integral et AMBER.
L’équipe est fortement impliquée dans la formation doctorale (G. Pelletier a créé cette formation en 1992 et
l’a dirigée jusqu’en 2000, G. Henri en est l’actuel directeur ; P-Y. Longaretti y donne également des cours)
et a formé 7 thésards. En outre G. Henri et G. Pelletier organisent en août 2002 une école d’été au Centre de
Physique Théorique des Houches sur cette thématique.
1.4 Thématique et bilan
Ces quatre dernières années ont vu notre activité théorique, motivée par la connaissance de l’environnement
des trous noirs et des étoiles jeunes, s’approfondir sur la modélisation des écoulements MHD d’accrétionéjection,
des instabilités MHD dans ces écoulements, des éruptions relativistes avec emballement de la
création de paires dans le cas des AGNs (notamment les “Blazars”), le transport et l’accélération des
particules relativistes. Ces travaux sont tous des facettes de la description physique de ces objets pour
lesquels un effort important est consenti par la communauté astrophysique internationale. Outre les
développements de modélisation d’objets, ils ont donné lieu à quelques résultats fondamentaux marquants.
Dans les AGNs, le phénomène de haute énergie (rayonnement X et gamma, production de rayons cosmiques
et de neutrinos de haute énergie) dépend de façon étroite du phénomène d’accrétion-éjection, qui est le plus
puissant. Trois modèles d’éjection sont encore en lice, à savoir, l’un fondé sur l’extraction par le champ
magnétique du moment angulaire d’un trou noir en rotation rapide (effet Blandford–Znajek), le second sur
l’extraction du moment angulaire d’un disque d’accrétion, le troisième sur la poussée Compton d’un plasma
de paires dans le “chaudron magnétique” au-dessus des pôles du trou noir. Notre équipe est fortement
impliquée dans l’élaboration et la comparaison de ces modèles, ainsi que dans ceux développés pour les
étoiles jeunes ; la haute énergie dans ce cas est le rayonnement X, et la rotation de l’étoile est aussi envisagée
en compétition avec la contribution du disque d’accrétion.
1.4.1 MHD
Nous avions montré ultérieurement (Ferreira & Pelletier 1995) qu’un champ magnétique proche de
l’équipartition dans un disque quasi-keplerien est capable de produire des jets emportant la majeure partie de
la puissance libérée par l’accrétion dans la mesure où il extrait l’essentiel du moment angulaire de la matière
accrétée. Les conditions que nous avions dégagées étaient tout à fait sensées mais néanmoins contraignantes
et ne permettaient pas d’avoir une puissance comparable dans le rayonnement du disque. Des nouvelles
solutions ont été calculées (Casse & Ferreira, 2000a, 2000b) en tenant compte des deux modes de
prélèvement du moment angulaire (magnétique et visqueux) et d’un chauffage additionnel, pouvant
51

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
1.4.2 Cinétique
notamment entretenir une couronne ; cette extension a permis d’élargir considérablement le champ des
possibilités d’accrétion-éjection au prix malheureusement d’un paramètre libre supplémentaire. Il est
important de souligner que notre équipe est l’une des rares à traiter vraiment le lien entre le disque
d’accrétion et la formation du jet ; la plupart des études réalisées sur les jets dans la communauté
internationale font l’hypothèse de conditions aux limites en surface du disque d’accrétion.
Ces études sont intéressantes non seulement pour les objets compacts, mais également pour les objets
stellaires jeunes, qui offrent de riches possibilités d’investigation. Cette aspect de notre activité est donc en
contact étroit avec la recherche effectuée par les autres équipes du LAOG, notamment l’équipe « EJDJ ». La
complication majeure avec les étoiles jeunes provient de l’importance du champ magnétique propre de
l’étoiles dont l’intensité suffit à tronquer le disque d’accrétion ; l’accrétion se termine alors par des nappes
convergeant vers les pôles magnétiques. L’interaction entre le disque d’accrétion et l’étoile est
particulièrement difficile à décrire et doit être responsable du ralentissement de l’étoile (on constate en effet
que les étoiles T-Tauri ont une rotation lente). Cette étude a été amorcée (Ferreira & al 2000). Plus tangibles
sont les études de diagnostics des écoulements d’accrétion-éjection (Cabrit 1999, Garcia 2001a et 2001b) qui
à la fois confortent l’ossature de la théorie et suggèrent des amendements visant à contraindre les
développements récents mentionnés précédemment (Casse et Ferreira 2000a et b). Ces diagnostics sont
réalisés à travers l’analyse des conditions de formation des raies interdites. Cette confrontation aux
observations a nécessité un calcul détaillé du transport de l’énergie dans les jets en tenant compte du
chauffage produit par la diffusion ambipolaire, de l’évolution de la fraction d’ionisation en fonction du flux
UV et de produire des “observables synthétiques” (images, diagrammes position-vitesse, rapports de raie).
L’extraction du moment angulaire d’un disque d’accrétion par un champ magnétique ayant des lignes
ouvertes semble être affranchi du problème épineux du manque de viscosité des disques standard à la
Shakura–Sunyaev. Cependant une résistivité turbulente est nécessaire, ne serait ce que pour permettre
l’écoulement d’accrétion vers l’objet central (la MHD idéale empêche la matière de traverser les surfaces
magnétiques). En outre nous venons d’indiquer qu’un partage des rôles entre viscosité et magnétisme était
souhaitable pour obtenir des structures d’accrétion-éjection plus flexibles. Le grand problème du transport
turbulent dans les disques d’accrétion reste donc primordial, mais des résultats importants ont été obtenus
récemment sur ce problème par Jean-Paul Zahn et ses collaborateurs, et par notre équipe. En particulier, une
origine purement hydrodynamique de la turbulence est maintenant assez fermement établie, et certaines
propriétés du transport turbulent induit élucidées sur le plan phénoménologique (Longaretti, soumis). De fait,
l’instabilité magnéto-rotationnelle (Velikhov, Chandrasekhar, Balbus, Hawley) est considérée jusqu’à
présent comme le moteur essentiel de la turbulence dans les disques d’accrétion. Nous avons également
abordé cette question sur le plan numérique. L’implantation à cet effet du code Zeus 3D sur notre site
informatique a été réalisée grâce à la venue de David Clarke, principal créateur de ce code, en année
sabbatique dans notre équipe au cours de l’année 2000-2001. Une version nouvelle, incorporant la technique
“Adaptative Mesh Refinement” est ainsi mise à notre disposition et ouvre des perspectives scientifiques
intéressantes. Un premier résultat important a été obtenu (Longaretti & Clarke 2002).
Nous avons engagé une exploration systématique des instabilités MHD dans ces écoulements avec des
premiers résultats sur les instabilités d’interchange dans les jets (Kersalé, Longaretti, Pelletier 2000 ;
Longaretti et Baty, en préparation). Le résultat principal de ces travaux est que le cisaillement magnétique
n’est pas systématiquement stabilisant, et que des instabilités rapides peuvent se produire dans les jets issus
de disques ; le rôle de ces instabilités comme source d’énergie dans la production du rayonnement issu des
jets reste à élucider.
Pour l’essentiel, l’aspect cinétique des problèmes que nous abordons concerne le transport, l’accélération et
la formation des fonctions de distribution des particules relativistes. Ces questions sont à peu près maîtrisées
lorsque le milieu porteur est un plasma non relativiste, siège de perturbations et de chocs non relativistes.
Elles ne le sont pas du tout lorsque le plasma dans son ensemble est relativiste. En particulier, les instabilités
cinétiques, les excitations non linéaires, les chocs et l’accélération de Fermi en régime relativiste sont des
champs d’investigation encore très ouverts sur lesquels nous avons progressé (Pelletier & Marcowith 1998,
Pelletier 1999). Pour que les protons atteignent le seuil d’énergie GZK (Greisen, Zatsemin, Kusmin) de
3x10 20 eV dans certains AGNs et GRBs, l’accélération de Fermi doit nécessairement être en régime
52

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
1.4.3 Haute énergie
relativiste avec des perturbations ou turbulences magnétiques fortes (les temps d’accélération, de diffusion
angulaire et de Larmor deviennent alors comparables). Une première application de ces développements a
été élaborée pour les Gamma Ray Bursts (Pelletier & Kersalé 2000), qui s’avèrent être effectivement des
sources possibles de rayons cosmiques UHE.
En ce qui concerne le transport des rayons cosmiques dans les champs magnétiques irréguliers, l’état des
connaissances était réduit jusque dans un passé récent ; on disposait de la théorie perturbative appelée
“Théorie Quasi Linéaire” pour les faibles niveaux de turbulence et pour les forts niveaux la conjecture de
Bohm qui revient à supposer que le libre parcours moyen des particules est égal à leur rayon de Larmor.
Nous avons apporté une réponse complète à ces questions dans un article récent (Casse, Lemoine, Pelletier
2001). Nous avons exploré numériquement, grâce au code mis au point par Martin Lemoine à l’IAP, sur
deux décades en rigidité (énergie par unité de charge) de particule et deux décades en niveaux de turbulence
magnétique (jusqu’à la suppression du champ moyen) les diverses propriétés du transport: fonction de
corrélation de trajectoire, diffusion angulaire, diffusion spatiale le long du champ moyen, diffusion
transverse. Nous avons développé des éléments de compréhension théorique en mettant en évidence le rôle
du chaos magnétique. Les résultats sont importants pour la physique des rayons cosmiques ; d’abord parce
que les lois sont maintenant fiables, ensuite parce que la diffusion le long du champ moyen se présente
comme une extrapolation du résultat quasi linéaire à condition de normaliser convenablement le paramètre
de turbulence, que la diffusion transverse (qui régit le confinement des rayons cosmiques) est une loi inédite
entièrement contrôlée par le chaos magnétique, et que le régime de Bohm, pourtant très utilisé dans la
communauté astroparticule pour évaluer les performances des sources, n’existe pas… Outre les
conséquences sur les sites d’accélération, nous avons mis en évidence un régime de diffusion pour les rayons
cosmiques à rayon de Larmor plus grand que la longueur de corrélation dont les conséquences sont
importantes pour leur transport des sources vers l’Observatoire Pierre Auger.
L'équipe s’est investie depuis plusieurs années sur la modélisation de l’émission haute énergie des Noyaux
Actifs de Galaxie (AGN), aussi bien les objets radios (ou blazars) que les objets radio –silencieux (galaxies
de Seyferts). L’idée générale est de construire des modèles autoconsistants expliquant l’énergétisation des
particules à partir de la libération d’énergie gravitationnelle dans le cadre des modèles d’accrétion-éjection
précédents.
Pour rendre compte de l’extraordinaire variabilité des Blazars dans le domaine de la haute énergie, l’équipe
s’est engagée dans le développement d’un code mettant en jeu les processus électrodynamiques (effet
Compton incluant le régime Klein-Nishina et création de paires), le rayonnement synchrotron, l’accélération
de fermi (Henri et al. 1998, 99, 2000). Ce code, qui progresse constamment vers plus de réalisme, est un
outil précieux apporté par notre équipe dans la collaboration HESS. Il montre le développement de sursauts
avec un taux de répétition particulièrement rapide avec des caractéristiques tout à fait comparables à celles
observées dans les blazars.
La variabilité X rapide des galaxies de Seyfert a fait l’objet d’un modèle théorique fondé sur le
développement d’un choc en région suffisamment compacte pour être opaque aux rayons gamma. Ainsi une
extension de l’accélération de Fermi dans un choc avec création de paires a été construite. La réaction de la
création de paires sur la structure du choc est à l’origine de la variabilité (Petrucci et al. 2001).
Les performances des AGNs comme accélérateurs de particules ont été estimées (Henri et al. 1999), ainsi
que leur contribution possible à un fond de neutrinos de haute énergie. Les neutrinos sont alors un sousproduit
de la photo-production de pions par les protons UHE entrant en collision avec les photons du corps
noir UV émis par le disque d’accrétion. Ce travail a initié une discussion importante sur l’origine des rayons
gamma dans les “blazars”, à savoir, la manifestation des processus électrodynamiques (effet Compton et
création de paires électrons positrons) ou la manifestation de processus hadronique (essentiellement la photo
production de pions). Nos arguments liés à la variabilité et l’efficacité de l’accélération de Fermi ont favorisé
les modèles électrodynamiques, bien que la discussion continue de s’approfondir. Une étude complète des
performances des accélérateurs cosmiques a été réalisée (Pelletier 2000, Casse et al. 2001).
53

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
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Fig. : Image 2D de l’éjection sporadique d’un plasma de paires électrons-positrons dans un jet relativiste,
obtenue par la modélisation 1D du code plasma relativiste des jets extragalactiques. Les couleurs représentent la
densité en paires sur une échelle logatithmique, obtenue en convoluant la densité calculée sur l’axe du jet par un
profil transversal gaussien (cf. Thèse de N. Renaud).
1.5 Prospective
La question de l’existence des Trous Noirs ne se pose quasiment plus ; ce sont des questions concernant la
physique de leur environnement qui se posent essentiellement. Après un fort investissement sur les modèles
stationnaires, notre effort principal va porter sur la variabilité et les phénomènes éruptifs.
Comment les éjections sont produites dans l’environnement des Trous Noirs (AGNs ou micro quasars)? Le
mécanisme dominant est-il un effet du champ magnétique sur le Trou Noir en rotation rapide (Blandford-
Znajek) ou sur le disque d’accrétion ? Quelle est la cause et l’énergie libérée par les éruptions sporadiques ?
Quel est le rôle du champ magnétique dans l’éruption ? de la création de paires ? En quoi les sursauts
sporadiques autour des étoiles jeunes peuvent aider à cerner le phénomène ?
Quel est le processus dominant du rayonnement gamma dans les blazars ? est-il électrodynamique ou
hadronique ? ou les deux selon les circonstances ? Les AGNs sont-ils des accélérateurs performants de
rayons cosmiques UHE ? En quoi la variabilité des spectres de haute énergie nous renseigne sur l’objet
central ?
54

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
Quelle est la physique de la formation du vent relativiste dans les GRBs ? Quelle est la physique de
l’émission gamma ? Les GRBs sont-ils les principaux accélérateurs des rayons cosmiques UHE ? Peut-on
détecter un flux de neutrinos de haute énergie en coïncidence avec le sursaut gamma ?
Si l’Observatoire Pierre Auger fournit un spectre de rayons cosmiques au-delà de la limite GZK, quelle sera
la part des événements en provenance des objets astrophysiques extragalactiques et celle des événements en
relation avec les désintégrations d’objets élémentaires proposés par les théories d’unification ?
Telles sont les questions majeures qui vont dicter notre activité pour les quatre ans à venir. Le
développement des nouveaux observatoires gamma et “astroparticules” et des dispositifs astronomiques de
haute résolution angulaire, en particulier le VLTI, va certainement nous permettre d’avancer à grands pas vers
des réponses à ces questions. Notre équipe est impliquée sur des projets observationnels avec BEPPOSAX (3
PI, 3 co-I), XMM (1 PI, 3 co-I), INTEGRAL (7 co-I), AMBER (8 propositions), CAT/CELESTE (membre de la
collaboration), HESS (membre de la collaboration).
Outre les développements théoriques, le développement du code sur les “flares haute énergie” par notre
équipe sera un outil essentiel pour apporter des réponses à ces questions.
Cependant nous ne négligerons pas les travaux de fond sur l’excitation de la turbulence MHD dans ces
structures, les phénomènes de transport qui en découlent, sur la cinétique des plasmas relativistes, le
transport des rayons cosmiques et leur accélération de Fermi en régime relativiste. Ces travaux seront
accompagnés de simulations numériques lourdes, notamment avec la nouvelle version du code Zeus 3D
implantée sur notre site informatique.
Notamment l’étude de l’effet du cisaillement magnétique sur la stabilité MHD des jets entamée récemment
(Kersalé et al. 2000 ; Baty et Longaretti, en préparation) sera poursuivie ; la possibilité de produire une
turbulence interne, spécifique aux jets issus de disques kepleriens est en effet envisagée.
La possibilité d’exciter la turbulence dans un fluide tournant présentant un cisaillement linéairement stable a
été réexaminé en détail par P.-Y. Longaretti, sous la pression des résultats récents publiés par J.-P. Zahn, B.
Dubrulle et leurs collaborateurs. Une simulation numérique avec le code Zeus est en cours et sera prolongée
dans le domaine MHD ; en effet le code a été adapté par D. Clark et P.Y. Longaretti pour simuler des flots de
Couette et des flots de couches de cisaillement en MHD. La turbulence semble devoir se développer avec un
cisaillement keplerien ; il est clair que c’est un sujet important qui va nécessiter plusieurs années de travail
intensif.
L’ajustement des modèles d’accrétion-éjection aux étoiles jeunes sera poursuivi, car il permet de mieux
connaître les conditions d’éjection dans la couronne du disque d’accrétion et il contraint notamment les
coefficients de transport anormaux.
L’étude des micro-quasars offre un cadre unique d’investigation des processus d’accrétion-éjection, surtout
grâce aux échelles de temps beaucoup plus courtes que celles observées dans les AGNs. En réalité on peut
examiner dans les micro-quasars des changements de régime qui se font sur une échelle beaucoup plus
longue dans les AGNs (par un facteur 10 6 ), en revanche on examine dans les Blazars des sursauts
sporadiques à l’échelle de quelques heures qui sont inobservables dans les micro-quasars parce que trop
rapides…
Par ailleurs, l’équipe continuera d’organiser, notamment dans le cadre des journées “Cosm’Alpes”, des
sessions de formation à la “physique frontière” afin d’adapter sa prospective aux concepts nouveaux dans le
domaine des hautes énergies, de manière à s’investir en temps opportun sur des investigations pionnières,
ouvertes par les nouveaux instruments de l’astroparticule.
Notre équipe s’est fortement engagée dans l’accompagnement scientifique des grands projets
d’astroparticules ; nous sommes l’une des rares équipes INSU à assurer cet accompagnement astrophysique.
C’est à la fois enthousiasmant et préoccupant vu la faiblesse de notre effectif. Pour accomplir notre tâche, au
cours des quatre prochaines années, nous aurons besoin de recruter un jeune chercheur formé à la simulation
MHD lourde, ainsi qu’un jeune chercheur formé aux processus physiques de haute énergie (cinétique et/ou
rayonnement).
Notre budget est assuré encore pour trois ans par les dotations de l’Institut Universitaire de France ; ensuite
notre équipe pèsera davantage sur le soutien de base du LAOG. Par ailleurs, notre intégration dans certaines
collaborations de projet, notamment l’observatoire HESS, induit des engagements financiers INSU et/ou
LAOG proportionnels aux nombres de voix dont nous disposons.
55

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
2 Evolution stellaire
2.1 Composition de l’équipe
Permanent: Manuel Forestini (MCF)
Thésitive: Gwenaëlle Leclair (1ère année)
2.2 Faits saillants
• Nous avons développé pour la première fois un site Internet interactif permettant à des observateurs
d’introduire leurs données et d’avoir en retour des informations très complètes sur le statut évolutif et les
caractéristiques de surface des étoiles observées. Cela concerne actuellement des grilles d’étoiles PMS et
MS de 0.1 à 7 M o pour quatre métallicités différentes (voir Sect. 2.3.1). A terme, nous comptons non
seulement entretenir mais davantage développer ce site très utilisé.
• Nous avons effectué les premiers calculs évolutifs à la phase RGB en couplant la résolution du transport
de matière à celle des équations de la structure stellaire. Cela nous a déjà permis de démontrer
l’existence, au début de cette phase, d’une instabilité thermique (que nous avons baptisée flash du
Lithium; voir section 2.32 liée à ce transport).
• La question demeurait ouverte de savoir si les étoiles AGB primordiales (c’est-à-dire à métallicité nulle)
connaissaient une phase de pulses thermiques. Nous avons effectué de premiers calculs montrant que
c’est bien le cas et avons calculé en détail la nucléosynthèse des éléments lourds dont ces étoiles peuvent
être la source (voir Sect. 2.3.3).
2.3 Bilan
Nos activités de recherche en évolution stellaire poursuivent un double objectif: calculer des modèles
évolutifs d’étoiles constituant un outil d’interprétation de données observationnelles et progresser dans notre
compréhension du fonctionnement des étoiles ainsi que dans la modélisation des phénomènes complexes qui
s’y déroulent.
Le premier objectif n’a de sens qu’en interface étroite avec d’autres équipes de recherche menant des
observations photométriques, spectroscopiques, voire interférométriques d’étoiles particulières. Des modèles
stellaires dédiés peuvent alors être calculés en fonction des observables.
Le second objectif constitue une démarche opposée, et concerne de manière privilégiée des objets stellaires
pour lesquels plusieurs observations demeurent en désaccord avec les prédictions des modèles. Cela
concerne principalement les phases ultimes de l’évolution stellaire. A l’instar des contraintes apportées par
l’astérosismologie pour les étoiles de la séquence principale, l’observation de l’évolution de la composition
chimique à la surface d’étoiles évoluées permet de sonder leur intérieur également, et produit actuellement
les contraintes les plus précises concernant les mécanismes couplés de transport et de nucléosynthèse
caractéristiques des intérieurs de tels objets. C’est donc grâce à de telles déterminations que la théorie des
processus stellaires gouvernant l’évolution interne des étoiles évoluées peut être améliorée, mieux modélisée,
et finalement, mieux traitée dans un code d’évolution stellaire. Les enjeux dépassent ici largement le cadre
stellaire, puisque, entre autres, une meilleure modélisation des phases avancées de l’évolution des étoiles
représente l’ingrédient de base pour une meilleure compréhension de l’évolution chimique et spectrophotométrique
des galaxies.
56

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
2.3.1 Grilles de modèles PMS et MS
Nous avons poursuivi la modélisation d’étoiles Pré-Séquence Principale en tenant compte de l’accrétion de
matière qui caractérise bon nombre d’entre elles. Un modèle d’accrétion avait été développé dans le cadre de
la thèse de Lionel Siess (1993-1996). Nous l’avons utilisé pour le calcul de quelques grilles de modèles
évolutifs incluant ce traitement de l’accrétion, ce qui nous a permis de fournir des prédictions nouvelles
concernant les tracés évolutifs PMS, influencés par les actions mécanique (accrétion de matière) et
énergétique (combustion du Deutérium) de ce phénomène d’accrétion (Siess et al. 1999).
Par ailleurs, dans le cadre de la thèse d’Emmanuel Dufour (1997-2000), nous avons mis au point une
nouvelle équation d’état pour notre code d’évolution stellaire. Bien plus rigoureuse et adaptée pour les
phases évolutives qui nous intéressent (voir Sect. 2.3.5), cela nous a entre autres permis de réaliser des
modèles d’étoiles de très faible masse de qualité comparable aux meilleurs publiés. Nous avons par
conséquent entrepris le calcul de vastes grilles de modèles évolutifs Pré-Séquence Principale et Séquence
Principale pour des étoiles dont la masse initiale est comprise entre 0.1 et 7 M o , pour 4 métallicités
différentes (Siess et al. 2000). Ces nouvelles données permettent d’interpréter de nombreuses observations.
Nous avons créé un site Internet interactif à disposition de la communauté, permettant de fournir un vaste
ensemble de prédictions (masse, âge, statut évolutif, caractéristiques de surface, composition chimique
superficielle, ...) en entrant des données observées (couleurs, indices de couleur). Nous assurons le calcul de
nouvelles grilles de modèles évolutifs pour alimenter ce site chaque fois que les développements effectués
dans notre code d’évolution stellaire le justifieront.
Enfin, nous continuons à effectuer des modèles évolutifs sur mesure en fonction des besoins d’autres équipes
du LAOG ou d’autres équipes françaises. Nous avons ainsi calculé par exemple récemment des modèles
évolutifs d’étoiles de 0.8 et 1.5 M o (par pas de 0.1 M o ) et quatre métallicités plus élevées que celle du Soleil
jusqu’au terme de la phase RGB, pour Claude Bertout (IAP).
2.3.2 Vers une nouvelle génération de modèles évolutifs
Au cours de ces dernières années, nous avons beaucoup travaillé au développement et au traitement de divers
mécanismes de transport de matière. Selon les données spectroscopiques, de tels processus jouent
manifestement un rôle déterminant aux phases avancées de l’évolution des étoiles de masse faible (c’est-àdire
les phases Post-Séquence Principale). Traités de manière paramétrique et empirique jusqu’à présent dans
les modèles évolutifs publiés, ces mécanismes se sont avérés indispensables pour expliquer l’évolution de la
composition chimique à la surface des étoiles géantes rouges. Nous avons entrepris, avec Corinne
Charbonnel (du laboratoire d’Astrophysique de Toulouse), de les modéliser de manière rigoureuse et
cohérente, c’est-à-dire en couplant leur traitement à la résolution des équations de la structure stellaire. Notre
objectif est de produire des modèles évolutifs de nouvelle génération pour les phases avancées RGB et AGB.
Ce travail théorique et numérique vient d’être achevé dans notre code d’évolution stellaire (voir Sect. 2.3.5),
en partie dans le cadre de la thèse d’Ana Palacios (1999-2002, co-dirigée par les laboratoires
d’Astrophysique de Toulouse et de Grenoble). En particulier, nous traitons à présent de manière couplée le
transport de moment cinétique, ainsi que celui des espèces chimiques induit par la rotation différentielle
(cisaillement et circulation méridienne). Nous avons déjà obtenu quelques résultats tout-à-fait originaux, dus
au traitement couplé, dans notre code d’évolution stellaire, de ces mécanismes de transport, des réactions
nucléaires spécifiques que ceux-ci induisent et de le rétroaction énergétique qui en résulte. Nous avons ainsi
mis en évidence l’existence d’un flash de Lithium au tout début de la phase RGB, instabilité thermique liée
au transport rapide de Béryllium sous l’enveloppe convective de tels objets au moment précis où le transport
devient très efficace (Palacios et al. 2001). Des résultats nouveaux ont également été obtenus même sur la
Séquence Principale (publication en préparation pour A&A).
Nous mettons donc beaucoup d’espoir dans le calcul de nouveaux modèles évolutifs pour les phases RGB et
AGB, avec cette physique très sophistiquée. Des premiers modèles exploratoires sont en cours de calcul pour
la phase RGB. Ils sont, évidemment, assez difficiles à calculer (voir Sect. 2.4.2).
Ces divers travaux en cours s’effectuent dans le cadre d’une vaste collaboration nationale, dont nous sommes
pilote au LAOG, projet soutenu de manière prioritaire et financé comme tel par le Programme National de
Physique Stellaire (PNPS), depuis trois ans. La principale originalité de cette collaboration est la réunion, au
sein de notre équipe, de spécialistes de modèles évolutifs, d’observations spectroscopiques d’étoiles géantes
57

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
rouges et de calcul de modèles d’atmosphères adaptés à ce type d’étoiles. Nous coordonnons ainsi nos efforts
dans le même but: contraindre les modèles évolutifs par des mesures précises et pertinentes d’abondances
superficielles et la réalisation de modèles évolutifs dont les prédictions sont amenées à devenir de plus en
plus réalistes. Précisons que tous les modèles évolutifs calculés aussi bien à Toulouse qu’à Grenoble sont
réalisés avec notre code d’évolution stellaire, développé au LAOG.
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Fig. : Profils d’abondance de différents éléments chimiques clés sous l’enveloppe convective d’une étoile AGB au
moment du dredge-up. La prise en compte de mécanismes de transport de matière à cet endroit permet la mise en
évidence de la région enrichie en 13C et 14N.
2.3.3 Les progrès à la phase AGB
Le rôle des mécanismes de mélange de matière et le couplage de ceux-ci avec les réactions nucléaires à
l’endroit des couches en fusion, sous l’enveloppe convective, sont encore plus complexes et déterminants à
la phase ultime AGB. C’est entre autres un tel couplage qui est directement à l’origine de la synthèse, en
grande partie par ces étoiles, de tous les éléments lourds, au-delà du Fe, par le processus s.
Nous avons poursuivi la modélisation de la phase TP-AGB (phase AGB terminale durant laquelle se
produisent les pulses thermiques) en prenant en compte divers mécanismes possibles de mélange. Nous
avons en particulier montré, sur base de modèles évolutifs, qu’un traitement diffusif (dépendant du temps) de
l’overshooting sous l’enveloppe convective permettait à la fois de faciliter la pénétration de celle-ci dans la
région inter-couche à la suite des pulses thermiques (le troisième dredge-up) et la production d’une poche de
CN (considérablement enrichie en 13C et 14N), dans laquelle par la suite, est sensé se dérouler le processus
s. Il est d’ores et déjà démontré que c’est bien ce type de mécanisme qui sera capable d’expliquer
l’enrichissement observé en 12C et en éléments s à la surface des étoiles AGB au cours du temps. Afin
d’étudier en grand détail la nucléosynthèse (en particulier des éléments lourds) qui découle de ces processus
de mélange dépendant du temps, nous avons entamé une forte collaboration avec l’Institut d’Astronomie et
d’Astrophysique de Bruxelles (IAA, Belgique), spécialisé dans la nucléosynthèse stellaire, et plus
spécifiquement le processus s (qu’à Grenoble, nous ne traitons que sommairement). Soutenue par un
financement européen (programme Tournesol), cette collaboration nous permet de contraindre la physique
(encore inconnue) des mécanismes de mélange par la nature du processus s produit par la poche de CN qu’ils
engendrent. Nos codes ont été adaptés pour calculer en grand détail cette nucléosynthèse sur base des
modèles évolutifs que nous produisons au LAOG, en particulier grâce au post-doctorat Marie-Curie de
Lionel Siess à Bruxelles. A terme, nous espérons pouvoir produire des modèles évolutifs cohérents d’étoiles
AGB, reproduisant correctement toutes les anomalies d’abondances et de rapports isotopiques observés, et en
particulier l’enrichissement en 12C et en éléments s. Signalons qu’un effort tout particulier vient d’être
entrepris concernant les étoiles primordiales (à métallicité presque nulle) pour lesquelles les premières
observations d’abondances d’éléments lourds (réalisées par l’équipe bruxelloise) commencent. Nous avons
58

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
donc, avec Lionel Siess, adapté notre code d’évolution stellaire afin de pouvoir calculer des modèles
évolutifs d’étoiles ne contenant que de l’Hydrogène et de l’Hélium. Lionel Siess a déjà calculé un ensemble
d’étoiles primordiales, jusqu’à la phase AGB, afin d’y calculer le processus s, avec nos collaborateurs à
Bruxelles (Siess et al. 2001).
Ce travail concernant les étoiles AGB s’inscrit également dans notre projet national soutenu par le PNPS. Il
est également aidé par les déterminations de rapports isotopiques dans des enveloppes circumstellaires
d’étoiles AGB très évoluées (observations millimétriques effectuées à l’IRAM; Kahane et al. 2000). Sur ce
dernier point, une publication est en préparation concernant le rapport isotopique du Carbone à la surface
d’un échantillon d’étoiles de type J.
2.3.4 Modélisation synthétique de la phase TP-AGB
En parallèle au calcul de modèles évolutifs complets, particulièrement coûteux en temps à la phase AGB,
nous avons poursuivi le développement de la modélisation synthétique de la phase des pulses thermiques
caractéristique de ces objets. Il s’agit de calculer en détail la nucléosynthèse très riche dont ces étoiles sont le
siège, tout en approximant le calcul de leur évolution structurelle. Ceci permet en fait de fournir assez
rapidement et assez précisément des incertitudes quant aux prédictions des modèles complets, concernant
principalement l’évolution de leur composition chimique superficielle. Celles-ci sont entre autres engendrées
par les incertitudes importantes entachant certains taux de réactions nucléaires critiques ou encore une
méconnaissance de la profondeur atteinte par l’enveloppe convective lors du troisième dredge-up. Nous
avons travaillé en collaboration avec John Lattanzio (de l’Université de Melbourne, en Australie) à
l’exploitation de ces modèles synthétiques (Frost et al. 1998, ainsi que Lattanzio et al. 2000). En particulier,
ce code nous a permis de préciser le rôle des étoiles AGB pour la production du Lithium à l’échelle
galactique (Travaglio et al. 2001). Cette collaboration a été soutenue financièrement durant quatre années par
le PICS franco-australien.
Or, la principale incertitude demeurant pour la modélisation de la phase AGB concerne l’évolution du taux
de perte de masse que ces étoiles subissent jusqu’à l’éjection de leur nébuleuse planétaire. Celle-ci
conditionne en particulier la durée de la phase TP-AGB, c’est-à-dire le nombre de pulses thermiques et de
troisièmes dredge-up qui se produisent, ce qui est directement connecté au rôle quantitatif que ces objet
jouent à l’échelle de l’évolution chimique et spectro-photométrique des galaxies. Dans le cadre du stage de
DEA de Gwenaëlle Leclair, nous avons entrepris d’améliorer considérablement notre code synthétique afin
qu’il puisse, de manière aussi cohérente que possible, fournir également des prédictions pour différentes
prescriptions possibles de taux de perte de masse à la phase AGB. Nous sommes donc à présent en mesure de
dire pour la première fois quantitativement comment l’enrichissement chimique dont les étoiles AGB sont
responsables dépend du taux de perte de masse invoqué pour leur modélisation. Nous ne tarderons pas à
utiliser cet outil pour répondre à cette importante question au travers des nouvelles grilles de modèles
évolutifs d’étoiles AGB dont nous avons commencé le calcul (voir Sect. 2.4.3).
2.3.5 Développements du code d’évolution stellaire
D’importants changements ont été effectués dans notre code d’évolution stellaire. Tout d’abord, nous avons
complètement changé d’équation d’état. Notre nouvelle équation d’état est particulièrement bien adaptée aux
calculs d’évolution stellaire. Grâce à une nouvelle variable dépendante, remplaçant la masse volumique ou la
pression, nous pouvons traiter la dégénérescence électronique et l’ionisation par pression de manière précise
et rapide, partout dans l’étoile. Ceci nous a permis de modéliser avec succès les étoiles de très faible masse,
de traverser sans difficulté la combustion centrale explosive de l’Hélium et de mieux traiter la région des
couches en fusion à la phase AGB. Par ailleurs, les grandeurs thermodynamiques sont à présent calculées de
manière cohérente à partir de la minimisation de l’énergie libre de Helmholtz, permettant en particulier de
calculer rigoureusement les modifications d’énergie interne et d’entropie engendrées par les changements de
composition chimique de l’enveloppe convective à l’occasion des dredge-up (ce qui n’est pas le cas dans la
plupart des autres codes d’évolution stellaire existants).
Par ailleurs, nous avons achevé le traitement des équations de diffusion décrivant les mécanismes de
transport de matière par une méthode d’éléments finis. Ensuite, dans le cadre de la thèse d’Ana Palacios (codirigée
par les laboratoires d’Astrophysique de Toulouse et de Grenoble), nous avons incorporé un
59

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
traitement complet et cohérent du transport couplé de moment cinétique et des espèces chimiques au travers
du mélange turbulent et de la circulation méridienne induits par la rotation différentielle. Nous sommes les
premiers à pouvoir ainsi suivre ces mécanismes de transport de manière couplée à la résolution des équations
de la structure stellaire, afin de pouvoir suivre la rétroaction énergétique éventuelle que ceux-ci peuvent
engendrer, particulièrement aux phases avancées de l’évolution stellaire.
Enfin, le code a été profondément remanié et optimisé, dans le cadre de sa préparation au calcul de vastes
grilles de modèles évolutifs d’étoiles AGB que nous venons d’entreprendre (voir Sect. 2.4.3). Pour cela, nous
avons d’ailleurs obtenu de très importants moyens de calcul sur des machines nationales (du CINES).
2.4 Prospective
2.4.1 Vers une modélisation cohérente de la phase PMS
Grâce aux améliorations de notre code d’évolution stellaire, nous sommes à présent en mesure de pouvoir
calculer la phase Pré-Séquence Principale en suivant l’accrétion de matière, le transport du moment cinétique
en partie déposé par cette accrétion (ce qui nous permet de suivre l’évolution de la vitesse de rotation
superficielle, avec des lois de freinage appropriées) ainsi que le transport des éléments chimiques
éventuellement induits par mélange turbulent. Nous envisageons donc le calcul de vastes grilles de modèles
PMS et MS de cette envergure, ce qui nous permettra en particulier de fournir des prédictions cohérentes
concernant les corrélations (ou non) entre abondances des éléments légers et vitesse de rotation observées.
2.4.2 La phase RGB
Dans la suite logique de nos travaux, et dans la continuité de la thèse d’Ana Palacios, nous allons
entreprendre le calcul de vastes grilles de modèles évolutifs incluant le transport de moment cinétique et les
transports induits des espèces chimiques jusqu’au sommet de la phase RGB. Notre espoir est de réconcilier
les prédictions des modèles évolutifs avec les observations très précises de l’évolution de divers rapports
isotopiques et abondances à la surface des étoiles géantes rouges (principalement Li, C, O, Na, Mg). Nous
avons déjà démontré qu’il était pour cela nécessaire de suivre de manière couplée ces processus et
l’évolution structurelle, avec quelques premiers résultats encourageants (voir Sect. 2.3.2).
2.4.3 La phase AGB
Forts de nos premiers résultats obtenus en calculant la phase TP-AGB en prenant en compte un mécanisme
de transport de matière dépendant du temps sous l’enveloppe convective et aux frontières des pulses
thermiques (voir Sect. 2.3.3), nous avons entrepris (avec Corinne Charbonnel, du laboratoire
d’Astrophysique de Toulouse et Lionel Siess, à Bruxelles) le calcul de vastes grilles de modèles évolutifs,
incluant une telle physique, destinés à être poursuivis jusqu’à l’éjection de la nébuleuse planétaire pour des
étoiles de 6 masses initiales différentes (de 1 à 6 M o ) et de six métallicités différentes (incluant des étoiles
primordiales, à Z=0). Jamais des calculs aussi vastes n’ont été entrepris jusqu’alors. Le calcul systématique
de la nucléosynthèse des éléments lourds (par le processus s) sera réalisé à Bruxelles. Cela devrait nous
permettre d’être les premiers à fournir des "yields" cohérents pour un vaste ensemble de masses et de
métallicités. Grâce à ces futures grilles de modèles, nous aurons également enfin une vue d’ensemble qui
nous permettra d’apprécier les succès et les échecs liés à notre capacité actuelle de modélisation de la phase
AGB, certainement la plus complexe de toutes. Ces calculs, particulièrement lourds et délicats, sont en cours.
Par ailleurs, nous espérons également parvenir à poursuivre nos calculs de modèles évolutifs incluant le suivi
du transport de moment cinétique jusqu’à la phase TP-AGB (ce qui nécessitera sans doute d’autres
adaptations de notre code d’évolution stellaire), afin de pouvoir déterminer précisément l’influence qu’a la
rotation à l’intérieur de ces étoiles sur la nucléosynthèse très spécifique dont elles sont le siège, en analysant
tout particulièrement le processus s.
60

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
2.4.4 La modélisation des étoiles plus massives
Notre objectif à moyen terme est bien entendu de fournir des prédictions homogènes, cohérentes et
reproduisant les observations, concernant la production des éléments chimiques par nucléosynthèse stellaire
pour un vaste ensemble de masses et de compositions chimiques initiales. Dans cet esprit, nous allons
entreprendre le calcul des phases ultimes de l’évolution des étoiles dont la masse initiale est comprise entre 7
et 10 M o , toujours pour différentes compositions chimiques initiales. Ces phases sont particulièrement
méconnues (elles n’ont, dans le passé, été modélisées qu’une seule fois, avec une physique assez
rudimentaire et sans prendre en compte la perte de masse). Pourtant, l’impact de tels objets pour l’évolution,
en particulier chimique, des galaxies pourrait être important. Pour y parvenir, il faudra tout d’abord mettre à
jour notre réseau de réactions nucléaires et prendre en compte les derniers taux de réactions. Il nous faudra
aussi introduire, dans ce réseau mais également sur le plan énergétique, la description du processus URCA. Il
semble que la combustion centrale du Carbone puisse être explosive au sein de ces objets. Il semble qu’elle
s’achève aussi par une phase de pulses thermiques récurrents (déjà désignée par phase Super-AGB). Ce
travail fait l’objet de la thèse de Gwenaëlle Leclair, qui vient de commencer au LAOG.
En outre, dans le cadre d’un post-doctorat à Bruxelles, Ana Palacios devrait commencer dès l’an prochain la
modélisation des étoiles massives avec transport de moment cinétique. Nous ne sommes pas les premiers en
ce domaine. Toutefois, du fait des outils dont nous disposons au travers de notre collaboration avec
Bruxelles, nous devrions pouvoir analyser en grand détail la nucléosynthèse au sein de ces objets ainsi
modélisés. Cela poursuivra donc notre objectif.
2.4.5 A plus long terme
La physique actuellement incorporée dans les codes d’évolution stellaire (à une dimension) devient assez
sophistiquée. Les observations nous ont conduit à traiter des mécanismes complexes ayant souvent une
origine physique multidimensionnelle. Par ailleurs, certaines phases évolutives (surtout la phase TP-AGB)
sont délicates à calculer numériquement, en partie à cause du découplage existant entre la résolution des
équations de la structure stellaire et celles de la nucléosynthèse. Enfin, la modélisation multidimensionnelle
de l’évolution stellaire, devenue envisageable du point de vue des moyens informatiques, apporterait un
degré de réalisme considérablement supérieur, étant données les observables actuelles, et nous permettrait
d’aborder des questions tout-à-fait nouvelles (prise en compte complète de la rotation, étude des systèmes
binaires serrés avec transfert de masse, prise en compte de la géométrie d’accrétion autour des étoiles jeunes,
...)
Pour l’ensemble de ces raisons, il nous paraît nécessaire de déjà songer à préparer l’avenir, dans cette
direction. Dans un premier temps, nous allons changer de méthode numérique pour résoudre les équations de
la structure stellaire ainsi que celles de la nucléosynthèse et du transport de matière. Il s’agit d’utiliser une
méthode numérique très moderne et robuste, déjà utilisée avec succès pour la résolution de problèmes
hydrodynamiques. Ce travail est en cours, avec nos collaborateurs à Bruxelles. Ceux-ci implantent cette
méthode pour la résolution couplée de gros réseaux de réactions nucléaires (dont le processus s) avec un
terme diagonal de transport des éléments chimiques. Par ailleurs, à Grenoble, dans le cadre de la thèse de
Gwenaëlle Leclair, nous allons utiliser cette même méthode pour résoudre les équations de la structure
stellaire. A terme, si cela convient, nous devrions donc être en mesure de résoudre de manière simultanée
l’ensemble structure+nucléosynthèse+transport. Nous serions le premier code français d’évolution stellaire
de ce type (il en existe déjà deux dans le monde, mais utilisant des méthodes numériques plus vétustes). Les
intérêts de résoudre tout simultanément est évident, particulièrement lors des phases où le transport de
matière est, comme nous l’avons expliqué, couplé aux réactions nucléaires avec rétroaction énergétique.
Si cette étape est réalisée avec succès, nous pourrons alors envisager la résolution de la structure stellaire à
plus d’une dimension. Pour y parvenir, il sera alors nécessaire d’adjoindre à notre projet des spécialistes de
l’hydrodynamique stellaire. Nous avons ces compétences en France, et des contacts ont déjà été pris en ce
sens, à Toulouse et Paris.
61

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
3 Astrophysique moléculaire
L’équipe s’intitule « Astrophysique MOLéculaire » (« AMOL» ).
3.1 Composition de l’équipe
Permanents: P. Valiron (DR2 CNRS), C. Rist (MdC UJF)
Thésards: A. Faure (1997-1999), en post-doc à l’University College à Londres jusqu’à octobre 2001,
S. Sauge (1997-2000), N. Maillard (1997-2001)
Invités: I. Mayer, Budapest (4 mois/an 1997-99 sur contrat PAST) ; J. Noga, Bratislava (2 mois 1999, 2 mois
2000, 3 mois 2001, 3 mois 2002, prof invité contingent UFR Physique) ; L. Wiesenfeld (CR CNRS section
04, du Laboratoire de Spectrométrie Physique), à mi-temps depuis octobre 2001, convention en préparation
avec le LSP.
Post-doc: A. Faure, ATER UJF novembre 2001 à août 2002
Principales collaborations :
• via le Programme National PCMI pour l’astrophysique moléculaire
• via PCMI (notamment le CESR) et les groupes en cours de mise en place par l’ESA pour la préparation
HIFI et HERSCHEL ; collaboration avec A. Dutrey pour la préparation correspondante pour ALMA (voir en
particulier projets de bases de données moléculaires pour HERSCHEL et ALMA)
• Obs. Besançon et Obs Paris: ML. Dubernet pour l’excitation collisionnelle de H 2 O
• Spectrométrie Physique Grenoble: L. Wiesenfeld (avant son mi-temps au LAOG)
• Vers l’(exo)-biologie: D. Job et O. Valiron, UMR 366 INSERM-DBMS-CEA, et M. Field, Institut de
Biologie Structurale Grenoble
• Maths appliquées et parallélisme Grenoble: J.-L. Roch (LMC-IMAG-INRIA), et communauté CIMENT
• Obs. Nice: G. Reinish, J. Pacheco
• Communauté « Few Body »: J. Carbonell et JM Richard (Institut des Sciences Nucléaires, Grenoble),
O. Kartavtsev (Dubna) et A. Voronine (Lebedev Moscou), etc.
3.2 Moyens de l’équipe
Les moyens de calcul et les données d’observation suivants sont utilisés :
• Service Commun de Calcul Intensif de l’Observatoire,
• Supercalculateurs du CINES et de l’IDRIS,
• Accès aux données IRAM, ISO, etc., via les collaborations au sein du LAOG et de PCMI.
L‘équipe demeure actuellement sous-critique, et le recrutement d’un chercheur temps plein nous semble
indispensable durant le prochain quadriennal pour assurer une masse critique suffisante en lien avec les
objectifs prioritaires de la discipline, notamment la préparation des observations HERSCHEL et ALMA.
3.3 Bilan
3.3.1 Progrès méthodologiques: vers une physico-chimie plus prédictive
Nous avons réalisé des progrès méthodologiques « amont » en chimie théorique ab-initio et en physique
moléculaire en vue d’améliorer significativement la prédiction théorique des processus (microphysiques)
dynamiques ou réactifs de basse énergie importants dans les milieux interstellaires ou circumstellaires froids.
Notamment :
62

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
• Elimination de l’erreur de superposition de base par diverses approches (Mayer et al. 1996)
• Stratégie pour l’expansion angulaire du potentiel intermoléculaire à 4-D ou plus, et estimateur d’erreur
associé (utilisé dans (Faure et al. 1999a) et (Valiron & Rist, en préparation).
• Règles de quasi-symétrie dans l’expansion angulaire du potentiel intermoléculaire entre une toupie
symétrique (H 2 O, NH 3 …) et H 2 (Valiron, Rist & Mayer, en préparation).
• Vers des calculs ab-initio en base infinie: approche Coupled Cluster explicitement corrélée CC-R12 et
développement des bases optimales associées (Noga & Valiron, 2000; Noga et al. 2001; Noga &
Valiron, 2001). Estimateurs d’erreur ab-initio (Noga & Valiron, 2000). Bases pour H, C, N, O déjà
disponibles (en préparation). Pour un survol, voir les transparents correspondants sous 6 .
Figure 1: Illustre l'accélération de convergence avec la taille de la base obtenue par la méthode CCSD(T)-R12
pour des propriétés délicates à prédire comme l'énergie d'atomisation. Les incertitudes résiduelles sont dominées
par les limitations liées à la méthode et non plus par le choix de la base, et l'accord expérimental est
considérablement amélioré. Des applications à la détermination des potentiels inter-moléculaires pour
l'excitation collisionnelle et a la prédiction des spectres de pliage des molécules "molles" sont en cours (cf.
préparation des observations HERSCHEL et ALMA).
• Codes de production parallèle en développement (approche pragmatique à court terme, voir thèse de N.
Maillard pour les perspectives à moyen terme).
Ces progrès méthodologiques originaux nous permettront dès 2002 de valider la précision des surfaces de
potentiel intermoléculaire (et leur expansion angulaire associée) utilisées pour les calculs de collisions
inélastiques. Dans les cas courants (molécule à couche fermée ou radical doublet sigma en interaction avec
H 2 ) il est envisageable de calculer de nouvelles surfaces avec une précision de l’ordre du cm -1 . Des
améliorations significatives (près d’un ordre de grandeur en précision) pour les potentiels intramoléculaires
sont également attendues, avec des applications possibles pour la prédiction des modes spectroscopiques des
molécules « floppy ».
3.3.2 Diagnostics expérimentaux ou astrophysiques, et développements associés
• Dépendance à la température des réactions radicalaires. Durant sa thèse, A. Faure a élucidé l’origine de
la dépendance anormale à la température de certaines réactions radicalaires telles que CN+NH 3 (Faure
et al. 1999a; Faure et al. 1999b; Faure et al. 2000). Des mesures expérimentales, telles que celles du
groupe de B. Rowe à Rennes, avaient en effet montré que ces réactions, lentes à température ambiantes,
deviennent rapides à basse température avec une dépendance du taux de réaction incompatible avec les
6 http://www.sron.rug.nl/hifiscience/floppy.pdf
63

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
modèles de capture habituellement considérés. Ces réactions radicalaires neutres constituent ainsi un
complément important aux réactions ion-molécule dans les modèles de chimie en phase gazeuse, et leur
modélisation constitue un complément indispensable des mesures de laboratoire pour l’établissement de
catalogues fiables de réactions aux températures du milieu interstellaire (10-200 K).
Figure 2: Illustre les limitations de l'approximation de capture utilisée généralement pour rendre compte de la
réactivité froide (cercles blancs). Le modèle classique développé par A. Faure durant sa thèse en collaboration
avec L. Wiesenfeld (cercles noirs) permet d'interpréter avec succès les données expérimentales (triangles) par un
effet de sélectivité rotationnelle. L'approximation de capture est correcte aux plus basses températures, la
sélectivité rotationnelle rend compte de la transition rapide (proche d'une loi de puissance) vers des taux
beaucoup plus faibles mesurés à l'ambiante.
Figure 3: Illustre l'importance des collisions d'excitation électronique pour les ions moléculaires, les sections
efficaces étant supérieures de plusieurs ordres de grandeurs aux sections de collision avec les neutres les plus
abondants. En outre, les transitions Delta j > 1 - négligées dans la théorie usuelle de Coulomb Born -, sont
significatives voire majoritaires pour des espèces polaires telles que H3+.
• Mesures résolues en états à très basse température au CERN concernant des processus réactifs en
présence d’antimatière. Ce travail, qui a constitué le sujet de la thèse de Sébastien Sauge, constitue un
test très sévère de notre capacité à prédire des processus inélastiques mettant en jeu des systèmes rovibrationnellement
très excités dans des collisions de basse énergie (buffer d’hélium à 30 K au plus). Nos
prédictions théoriques constituent la première interprétation satisfaisante des mesures (Sauge & Valiron,
64

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
2001a; Sauge & Valiron, 2001b) sur la base d’un potentiel effectif ab-initio précis et d’un traitement
classique simplifié des trajectoires.
• Dans le domaine des collisions semi-classiques, L. Wiesenfel a également obtenu des résultats originaux
dans le traitement du chaos de diffusion en dynamique réactionnelle (Kovács & Wiesenfeld, 2001; Abrol
et al. 2001; Wiggins et al. 2001) suite à son séjour à Caltech en 2000. En particulier il semblerait
possible d’étendre le concept d’état de transition à des collisions d’excitation rotationnelle ou rovibrationnelle
(voir §3.4).
• Des résultats nouveaux ont également été obtenus par A. Faure pendant son post-doc pour la
modélisation de l’excitation collisionnelle des ions moléculaires par les électrons (Faure et al, 2001;
Noga & Valiron, 2001), qui pourrait jouer un rôle important dans certains milieux interstellaires car les
sections efficaces sont énormes et pourraient compenser la faible densité électronique.
• Nous avons également participé avec succès à l’interprétation d’observations spectroscopiques (Loinard
et al. 2000; Ceccarelli et al. 2000).
Figure 4: Illustre les progrès réalisés par notre équipe dans le traitement classique de l'excitation collisionnelle
du système test CO-He. La prise en compte exacte (close coupling quantique) des processus inélastiques dans les
milieux chauds (notamment pour l'excitation des modes internes de H 2 O) semble tres difficile, et nous
envisageons le développement d'approches mixtes.
3.4 Prospective
Nos projets de recherche visent essentiellement la préparation des observations HIFI-HERSCHEL et ALMA (cf.
§3.4.1 à 3.4.2). Quelques autres perspectives sont données en §3.4.4.
3.4.1 Interactions intra- et inter- moléculaires et dynamique collisionnelle inélastique
Suite aux besoins fortement exprimés pour la préparation des observatoires HERSCHEL et ALMA, notamment
à la réunion scientifique du 9 mai 2001 à Paris (cf. compte rendu 7 ), et lors du workshop de préparation
scientifique d’HERSCHEL à Leiden les 22-24 octobre 2001 (cf. 8 ), nous souhaitons réorienter prioritairement
7 http://www.ias.u-psud.fr/pcmi/
8 http://www.sron.rug.nl/hifiscience/herschel-science-workshop.html
65

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
notre activité sur l’amélioration des données de physique moléculaire les plus pertinentes (principalement
dans le domaine des collisions inélastiques), en mettant en œuvre les progrès méthodologiques réalisés
durant le présent quadriennal.
Nous utiliserons en particulier le gain important en précision apporté par notre méthode ab-initio CCSD(T)-
R12 pour contrôler la précision des calculs, voire pour l’obtention de la surface d’énergie potentielle (SEP)
complète lorsque sa dimensionalité n’est pas trop importante.
Nous nous attacherons également à préciser le rôle éventuel des modes de vibration « spectateurs » dans la
détermination d’un potentiel effectif pour les modes dynamiques « actifs » (rotation et modes de vibration
mous).
Les traitements collisionnels seront effectués en quantique « exact » lorsque ce sera possible et avec des
méthodes semi-classiques avancées telles que les méthodes développées par L. Wiesenfeld.
Nous comptons notamment collaborer avec ML. Dubernet pour un traitement complet de la collision H 2 O-
H 2 , et aborder ou revisiter le traitement des collisions inélastiques avec CN, HCN, HNC, et bien sûr CO. Les
priorités seront discutées en concertation avec les collègues de PCMI et des groupes de travail mis en place
par l’ESA pour la préparation d’HERSCHEL, et en lien avec le travail de préparation de bases de données (cf.
point 3 ci-dessous).
3.4.2 Prédiction de la spectroscopie de molécules carbonées « floppy »
L’identification de radicaux, molécules “ molles ” ou de clusters par leurs signatures spectroscopiques en
sub-millimétrique constitue un problème théorique formidable.
Nous comptons préciser l’apport de nos nouvelles méthodes ab-initio explicitement corrélées pour la
détermination des potentiels intramoléculaires de petites molécules carbonées. La molécule triatomique C 3
constitue déjà un excellent test car son potentiel de pliage est dominé par une contribution quartique et les
prédictions ab-initio en sont très délicates.
Nous explorerons ensuite les problèmes de spectroscopie dans le cadre de collaborations, notamment avec
l’équipe de Marc Joyeux au laboratoire de Spectrométrie Physique.
3.4.3 Bases de données
Des réunions organisées en 2001 par le PCMI et par l’ESA ont montré l’urgence de constituer des bases de
données pour la spectroscopie et les processus collisionnels en préparation à HIFI-HERSCHEL. Des besoins
similaires se manifesteront très bientôt pour ALMA. Nous souhaitons contribuer à la mobilisation en cours de
la communauté française, et nous avons proposé à PCMI de constituer un petit groupe de travail pour
identifier des objectifs prioritaires dans le domaine collisionnel en vue d’une discussion plus large lors des
prochains colloques SF2A et PCMI.
Nous souhaitons par ailleurs nous impliquer dans une discussion critique des données existantes afin de
permettre le développement de bases de données commentées. Notre objectif est de fournir à la fois des
barres d’erreur théoriques et des conséquences pour la modélisation de différentes classes d’objets
astrophysiques. Ce travail est complémentaire de la proposition de ML Dubernet de fournir également des
outils pour « rejouer » les calculs de collision et permettre une interpolation des données voire de discuter
une extrapolation.
Un tel travail pourrait relever de tâches de service pour HERSCHEL et ALMA, notamment le projet BASEMOL
proposé par A. Dutrey.
3.4.4 Autres perspectives
Nous aimerions aborder la chimie à la surface des grains et des nanoparticules interstellaires par des
méthodes mixtes (mécanique moléculaire + chimie quantique). Ces méthodes ont déjà remporté de grands
succès en biochimie et devraient pouvoir être transposées à des nanoparticules pas trop froides. L’idée est de
traiter classiquement (mécanique moléculaire) le substrat, y compris amorphe ou irrégulier, et quantiquement
le site réactif ou la mobilité d’une molécule ou d’un radical piégé. Nous disposons d’un bon savoir faire en
dynamique classique ou semi-classique, et des collaborations locales pour les méthodes mixtes.
66

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
Un tel sujet a été présenté en 2000 aux écoles doctorales locales et est resté non pourvu. Pour les prochaines
années nous mettrons la priorité sur le démarrage de travaux plus directement liés à la préparation
HERSCHEL, mais nous resterons attentifs à toute opportunité dans ce domaine.
Des ouvertures transversales, notamment vers l’exobiologie, devraient prendre plus d’importance à l’avenir,
en bénéficiant du réseau de compétences au sein de l’Observatoire élargi, et de nos nombreux liens avec
l’éventail des laboratoires et grands instruments de la cuvette grenobloise. Les développements dépendront
des opportunités, notamment en terme d’étudiants. L’un de nous (PV) a déjà abordé la modélisation en
biologie moléculaire via une collaboration (Caudron et al. 2000) et a suivi les formations du CNRS en
exobiologie (Propriano 1999 et la Colle sur Loup 2001). L’objectif à moyen terme (au delà sans doute du
prochain quadriennal) est de modéliser la formation de molécules pré-biotiques à la surface de
nanoparticules interstellaires et de caractériser l’héritage possible de cette chimie des surfaces interstellaires
dans la chimie prébiotique sur une jeune planète telle que la Terre primitive.
67

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
4 Milieu circumstellaire et interstellaire
Cette thématique s’appuie sur deux équipes traitant respectivement du milieu interstellaire et du milieu
circumstellaire. L’évolution importante de ces équipes (cf. 4.1) et leurs relations étroites justifient leur
présentation sous forme d’une thématique unique.
4.1 Composition de la thématique
Permanents:
J.J. Benayoun, A. Chalabaev, C. Kahane, B. Lefloch
La période 1998-2001 a été marquée par de nombreux changements au sein des deux équipes étudiant le
“Milieu Circumstellaire” et le “Milieu Interstellaire”. Le nombre de chercheurs permanents ou associés a
chuté fortement avec la mise à disposition de T. Forveille pour le CFHT (depuis 2000), le départ de A. Castets
à la direction de l’Observatoire de Bordeaux, et la nomination de C. Ceccarelli, précédemment invitée au
LAOG, à l’Observatoire de Bordeaux fin 2000. En outre, L. Loinard est parti après son séjour à l’IRAM pour
l’UNAM (Mexique) fin 1999. Ceci correspond à une diminution de plus de 50% du nombre de personnes
impliquées entre ces deux équipes!
Bien que traitant de thématiques très différentes, les deux équipes possèdent une approche observationnelle
et un langage communs dans l’analyse des processus physico-chimiques étudiés.
4.2 Bilan: milieu circumstellaire
(Section concernant les travaux de C. Kahane)
Lorsque les étoiles de masse faible ou intermédiaire atteignent la branche asymptotique des géantes, elles
développent un vent stellaire très important qui alimente une enveloppe en expansion autour de l’étoile,
composée principalement de gaz moléculaire et de poussières. Cette enveloppe est un puissant émetteur
infrarouge ainsi qu’une source de raies moléculaires centimétriques et surtout millimétriques. L’observation
de ces molécules fournit des informations essentielles sur la composition, la dynamique, les conditions
physiques de l’enveloppe, paramètres essentiels des modèles d’évolution stellaire et d’évolution chimique de
la galaxie.
Les recherches de C. Kahane sont principalement de nature observationnelle (radioastronomie) et de
modélisation (transfert de rayonnement). Elles se rattachent également à des travaux théoriques et de
simulation numérique menés au laboratoire, principalement via les codes d’évolution stellaires développés
par Manuel Forestini. Une fraction importante de son travail fait également l’objet d’une collaboration
internationale de longue date avec le Professeur Mike Jura de UCLA (USA). Au cours des quatre dernières
années, son travail s’est centré sur deux problématiques principales, présentées ci-après.
4.2.1 La composition chimique et isotopique du gaz moléculaire
L’observation dans le domaine radio millimétrique des raies de rotation des molécules circumstellaires
permet, via une modélisation plus ou moins complexe du transfert de rayonnement, de remonter aux
abondances moléculaires et d’explorer deux pistes principales: la chimie des enveloppes via l’identification
de très nombreuses molécules, et la nucléosynthèse des étoiles centrales, via la détermination des abondances
relatives de différents isotopes d’espèces moléculaires.
La chimie d’IRC+10216
C. Kahane a contribué à la réalisation, avec le 30m de l’IRAM, d’une couverture spectrale de l’émission
radio à 2mm du prototype des enveloppes d’étoiles carbonées, IRC+10216. L’analyse de ces observations a
déjà permis d’identifier plus de 300 raies appartenant à une trentaine de molécules et de radicaux et de
déterminer les abondances de ces espèces (Cernicharo et al. 2000). D’autres développements, en particulier
68

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
sur le fractionnement chimique, qui soulève d’intéressantes questions sur les niveaux d’énergie et
l’excitation de certaines molécules, sont en cours, en collaboration avec Pierre Valiron, du LAOG.
Les rapports d’abondances isotopiques
La composition isotopique du gaz circumstellaire est à la fois un traceur très sensible de la nucléosynthèse et
des processus de mélange à l’intérieur de l’étoile centrale et un paramètre essentiel des modèles d’évolution
chimique de la galaxie. La détermination des rapports isotopiques, qui requiert des observations radio très
soigneuses de raies moléculaires faibles, est un travail observationnel de longue haleine. L’interprétation des
résultats exige, elle, une connaissance approfondie des mécanismes de nucléosynthèse et de mélange. A
partir de la détermination des rapports isotopiques du chlore dans l’enveloppe IRC+10216, et de la
comparaison des mesures et des prédictions théoriques, en collaboration avec Manuel Forestini, du LAOG et
de chercheurs de Turin, ils ont pu poser des contraintes sur le stade d’évolution et la masse de l’étoile
centrale (Kahane et al. 2000). Ce travail a constitué une partie de la thèse d’Emmanuel Dufour (2000).
4.2.2 Structure et évolution des enveloppes Circumstellaires.
Les raies moléculaires fournissent tout à la fois des informations sur les conditions physiques (densité,
température), géométriques et cinématiques des enveloppes. Elles représentent donc un outil irremplaçable
d’étude de la perte de masse des étoiles évoluées.
Les taux de perte de masse des AGB et les conditions physiques des enveloppes
Grâce à la grande sensibilité et à la bonne résolution spatiale des instruments de l’IRAM (30m et
interféromètre), il a pu être réalisé un atlas de cartes d’émission CO d’une cinquantaine d’enveloppes
d’étoiles évoluées (Neri et al. 1998). La base de données ainsi constituée donne accès aux tailles, aux pertes
de masse, aux vitesses d’expansion, à la géométrie, etc... d’un large échantillon d’enveloppes d’étoiles
évoluées, constituant le point de départ pour des études spécifiques d’objets particulièrement intéressants.
La géométrie et l’évolution des enveloppes circumstellaires
Les modèles d’évolution stellaire supposent que les étoiles sont des objets sphériques soumis à une perte de
masse elle aussi sphérique. En outre, l’interprétation des observations moléculaires circumstellaires (par
exemple en terme de perte de masse) suppose le plus souvent que les enveloppes sont animées d’un
mouvement d’expansion uniforme. Cependant, la cartographie à haute résolution spatiale et spectrale de
l’émission moléculaire des enveloppes circumstellaires des étoiles évoluées révèle qu’une fraction non
négligeable d’entre elles connaît des épisodes de perte de masse intermittents (Lindqvist et al. 1999) ou que
la matière circumstellaire peut se trouver piégée dans des tores ou des disques en rotation , probablement liés
au caractère binaire de l’étoile centrale (Kahane et al. 1998; Jura & Kahane,1999; Jura et al. 2001).
4.3 Bilan: milieu interstellaire
L’activité de cette équipe est centrée sur les processus physico-chimiques affectant le gaz et la poussière
dans les premières étapes de la formation stellaire. Nos travaux s’appuient sur l’observation de divers
traceurs moléculaires et de la modélisation du transfert du rayonnement dans le gaz protostellaire. Ces
recherches s’effectuent en collaboration avec plusieurs équipes du LAOG ou d’autres laboratoires. Elles
utilisent les grands télescopes millimétriques et submillimétriques au sol (IRAM: PdB, 30m; SEST; JCMT;
CSO) et des télescopes spatiaux (ISO, CHANDRA).
Collaborations internes au LAOG:
Pierre Valiron, Alexandre Faure.
Collaborations extérieures :
Notre équipe est engagé dans deux collaborations intensives :
69

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
• Groupe “WAGOS” (Working Astronomical Group on Stars): A. Castets 9 , C. Ceccarelli 10 , T. Jacq
(Observatoire de Bordeaux); E. Caux, C. Joblin, S. Maret (thèse), C. Vastel (thèse), B. Parise (thèse)
(CESR); A. Bacmann (AIU-Jena, Allemagne); L. Loinard (UNAM, Mexique);
• J. Cernicharo, M.J. Sempere, J.R. Pardo (CSIC, Espagne);
• ainsi que des collaborations plus ciblées avec: B. Lazareff, R. Neri (IRAM); M. Haas, D. Hollenbach
(NASA AMES); X. Tielens (SRON, Groningen)
4.3.2 Structure de l’enveloppe des étoiles de type solaire
(Section concernant les travaux de J.J. Benayoun, B. Lefloch, C. Ceccarelli, A. Castets, L. Loinard)
Dans la première phase de la formation d’une étoile, le gaz de l’enveloppe protostellaire est caractérisé par
des températures relativement basses et rayonne la majeure partie de son énergie dans l’infrarouge lointain et
le sub-millimétrique. L’avènement des grands télescopes millimétriques et submillimétriques et du satellite
ISO a rendu possible l’étude de la structure dynamique, thermique et chimique des proto-étoiles. L'équipe
« MIS » a entrepris depuis quelques années une étude systématique de la protoétoile de faible masse
IRAS16293-2422 et de son enveloppe ainsi que de l’influence de sa formation sur le nuage parent.
Cœurs chauds autour des étoiles de faible masse
A partir d’un modèle qui calcule d’une manière auto-cohérente la structure chimique et l’équilibre thermique
dans une enveloppe protostellaire, l'équipe a pu contraindre fortement la structure en température et densité
ainsi que la masse de l’objet central, dans plusieurs sources protostellaires. Pour cela, il s’est appuyé sur
l’observation avec ISO/LWS des raies de H2O et OI (Ceccarelli et al. 1999).
A l’aide d’observations complémentaires des molécules SiO et H 2 CO au radiotélescope de 30m de l’IRAM,
il a été possible de déterminer la structure de l’enveloppe en effondrement autour de la protoétoile
IRAS16293-2422, dans le nuage de ρ Oph, jusqu’à une distance du centre de 30 AU (Ceccarelli et al.
2000a), caractériser la masse de l’objet central (0.8 M o ) et le taux d’accrétion de la matière de l’enveloppe
(3.5×10 -5 M o yr -1 ). Cette modélisation a mis en évidence la structure thermique de l’enveloppe en
effondrement, en distinguant deux régions: un cœur chaud de rayon < 150 AU où la température T est
supérieure à 100 K; une enveloppe externe froide de rayon > 150 AU et où la température est beaucoup plus
basse (

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
une limite sur l’abondance relative [D 2 CO]/[H 2 CO]≤0.5%, en accord avec l’abondance déterminée dans
Orion (0.3%). Une recherche sur d’autres molécules a conduit à la détection de la forme doublement
deutérée de l’ammoniaque ND 2 H dans la jeune protoétoile 16293E (Loinard et al. 2001).
L’ensemble de ces observations suggère qu’une deutération aussi importante est obtenue durant la phase
précédant l’effondrement de la protoétoile: des glaces fortement deutérées se forment très probablement via
une chimie active sur les grains, sont stockées dans les manteaux et relâchées ultérieurement pendant
l’effondrement lorsque le chauffage protostellaire évapore les glaces (Ceccarelli 2001).
4.3.3 Structure des flots protostellaires et entraînement du gaz
La phase d’accrétion dans les premières étapes de la formation des systèmes protostellaires s’accompagne
d’éjections de matière sous forme de jets et de flots moléculaires qui se propagent à haute vitesse dans le
milieu ambiant. Le mécanisme d’interaction des jets avec le milieu ambiant, leur relation aux flots bipolaires,
comment ceux-ci transfèrent leur impulsion et leur énergie cinétique au gaz du nuage n’est pas bien
comprise. Ce thème fait l’objet d’un programme de recherches sur la relation entre jet (objets de Herbig-
Haro), flot bipolaire et milieu circumstellaire depuis quelques années.
Interaction jet-nuage dans la région de NGC 1333
En collaboration avec R. Neri (IRAM), A. Castets et B. Lefloch mènent une étude observationelle du nuage
de NGC1333 dans Persée. C’est une région de formation stellaire active qui héberge de nombreuses
protoétoiles à divers stades d’évolution (classe 0 à III). La cartographie de l’émission du gaz dense dans les
raies millimétriques de CS et de l’émission thermique de la poussière, au télescope de 30m de l’IRAM, a
montré que les flots bipolaires creusaient de larges cavités dans le nuage, dispersant ainsi le milieu parental
(Lefloch et al. 1998a).
Au moyen des instruments de l’IRAM, ils ont commencé à étudier l’émission des transitions rotationelles
millimétriques de SiO, molécule détectée surtout dans les chocs associés aux flots protostellaires (Lefloch et
al. 1998b). Les premiers résultats montrent que l’émission de ce traceur n’est pas continue mais provient de
régions de quelques centaines d’AU en taille, distribuées autour de la direction moyenne de précession du
jet, les "clumps" traçant les chocs du jet au cours de sa propagation dans le milieu ambiant.
La détection d’une composante de gaz SiO quiescent dans et autour de cœurs protostellaires montre que
d’autres phénomènes d’interaction à grande échelle ont lieu dans le nuage (Lefloch et al. 1998b). Des
observations complémentaires avec l’interféromètre du Plateau de Bure suggèrent que cette composante
quiescente tracerait la déflection d’un jet sur un cœur protostellaire. Ce travail se poursuit afin de préciser
quantitativement l’ampleur de la perturbation induite par la déflection du jet sur le cœur et déterminer dans
quelle mesure, la naissance de la protoétoile pourrait avoir été induite par la collision.
Emission infrarouge dans les chocs
En collaboration avec J. Cernicharo et son groupe (Madrid), B. Lefloch a entrepris une étude du jet
protostellaire HH 1-2 pour déterminer la nature des chocs observés dans les objets de Herbig-Haro et de
l’interaction avec le milieu ambiant, à partir de l’émission des transitions rotationnelles pures de H 2
observées avec ISOCAM. L’analyse de l’émission infrarouge montre une situation très contrastée et révèle la
présence de nombreux chocs de type C et J et une grande dispersion du rapport ortho-para au sein de l’objet
HH, ainsi qu’une composante de poussière chaude (150-200 K) le long du jet et autour de l’objet HH. Ils ont
pu mettre en évidence une composante de poussière à 700 K autour de la source excitatrice du jet , à une
échelle de quelques UA (Cernicharo et al. 2000). Les spectres obtenus dans le mode CVF montrent qu’un
flux significatif émerge de 3 “fenêtres” spectrales entre 5 et 8µm. Ces fenêtres correspondent à des minima
d’absorption des glaces et du gaz sur la ligne de visée. Les observations d’autres sources de classe 0 ont
confirmé la présence de poussière très chaude dans les régions proches de la protoétoile.
71

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Nébuleuse de la Trifide observée par ISOCAM entre 5 et 15µm dans les filtres LW2, LW3, LW7 et LW10, dans le
continuum à 1.3mm au radiotélescope de 30m de l’IRAM et dans la transition HCO + J=1-0 au SEST.
4.3.4 Environnement des jeunes étoiles massives
Spectro-imagerie GraF/ADONIS de η Carina
(Section concernant les travaux de A. Chalabaev)
Eta Car est une étoile massive qui perd de la masse en éruptions géantes. Cette région est connue pour avoir
une structure spatio-spectrale complexe avec 4 sources distantes de l’étoile de 0.13, 0.2, 0.3 et 0.5 '' , et
montrant un spectre de raies permises et interdites. Le spectro-imageur GraF, construit au LAOG en 1996
72

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
(cf. partie « Opérations »), a été utilisé à plusieurs reprises au télescope de 3.6 m de l’ESO avec l’optique
adaptative ADONIS, pour obtenir la spectroscopie intégrale de champ de l’environnement proche de Eta Car,
dans un carré de 0.9 '' autour de l’étoile. Les observations GraF ont été conduites à λ=1.6µm , avec une
résolution angulaire de 0.1 '' et une résolution spectrale de 10000 (cf. figure en section C-2). Elles démontrent
que les sources secondaires sont des condensations de matière éjectée de l’objet central. Les données sont
extrêmement riches, leur exploitation est encore en cours.
Etude systématique de la nébuleuse Trifide
(Section concernant les travaux de B. Lefloch)
Des études systématiques s’appuyant sur les observations IRAS ont suggéré que les nuages à bord brillant et,
plus généralement, les condensations de gaz moléculaire entourant le gaz ionisé dans les régions HII
pourraient être des sites très actifs de formation stellaire, conduisant préférentiellement à la formation
d’étoiles de masse intermédiaire (AeBe). Jusqu’à 5% de la masse totale des étoiles de la galaxie se formerait
dans de tels sites. L’avènement du satellite ISO a permis d’étudier avec une bien meilleure sensibilité et
résolution angulaire les propriétés physiques de ces cœurs protostellaires soumis à un champs UV intense,
leur mode de formation (“spontanée” et “déclenchée”) et leur évolution en relation avec la région HII.
B. Lefloch, en collaboration avec J. Cernicharo (Madrid), a entrepris une étude systématique, multilongueurs
d’onde, d’une jeune région HII: la nébuleuse Trifide, en s’appuyant sur les grands télescopes au
sol du centimétrique à l’infrarouge proche, et le satellite ISO. La cartographie de l’émission thermique de la
poussière à 1.3mm a révélé plusieurs sources protostellaires avec des masses de cœur 10 à 90 M o
(Cernicharo et al. 1998). Les plus jeunes d’entre elles ont des âges estimés à 10 4 ans: elles sont quelques unes
des rares possibles protoétoiles massives identifiées, i.e. la contrepartie des sources de classe 0 pour les
objets de masse élevée. Les propriétés physiques des cœurs protostellaires massifs, déduites de l’analyse des
traceurs moléculaires sont en bon accord avec les scénarios de formation stellaire induite. Ce sont les sources
les plus jeunes et les meilleures indications de formation stellaire induite détectées à ce jour (Lefloch et
Cernicharo 2000).
Une autre source a été détectée dans un nuage à bord brillant au sud de la nébuleuse et présente également
des indications d’implosion déclenchée par l’ionisation de l’étoile excitatrice, alors qu’un jet de matière
s’échappe du nuage, à travers le front d’ionisation (Rosado et al. 1999). L’analyse de l’ensemble des raies
atomiques et de structure fine détectées avec ISO et du rayonnement de la poussière thermique a permis de
caractériser la structure de la PDR à la surface du nuage.
L’émission infrarouge détectée par ISOCAM entre 5 et 17µm révèle de nombreuses sources quasiponctuelles
encore enfouies dans le nuage moléculaire parent ou dans la région HII, et qui ont accompagné
la naissance de la Trifide. (cf. figure). B. Lefloch et J. Cernicharo ont montré que l’émission infrarouge
autour de certaines de ces jeunes étoiles, provenait de disques protostellaires photo-évaporés, similaires aux
proplyds détectés par HST dans la nébuleuse d’Orion (Lefloch et al. 2001).
4.4 Prospective
4.4.1 Milieu circumstellaire
C. Kahane étant désormais seule au LAOG à travailler sur ce thème, peu de développements importants dans
le domaine des enveloppes des étoiles évoluées sont prévus dans les années à venir. Plusieurs travaux sont en
cours d’achèvement (sur le fractionnement chimique avec Pierre Valiron; sur le rapport 12C/13C dans les
étoiles riches en 13C avec Manuel Forestini) et la collaboration avec Mike Jura se poursuit, bien que sur un
rythme moins soutenu. Parallèlement, C. Kahane recentre son activité scientifique (assez réduite depuis 2 ans
par des tâches administratives lourdes à la direction de l’UFR de Physique) sur un des thèmes majeurs du
LAOG: la formation des étoiles. Son activité de recherches devrait s’engager dans 2 directions:
Les conditions physico-chimiques des disques moléculaires autour des étoiles jeunes
Ceci permet de réinvestir très directement l’expertise acquise par son travail sur la matière circumstellaire
autour des étoiles évoluées. Une collaboration a été entamée depuis quelques mois avec A. Dutrey sur cette
73

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
thématique. Elle s’est traduite par la thèse de Vincent Piétu (commencée en septembre 2001) menée en codirection
avec A. Dutrey (voir aussi section B-7).
La structure des enveloppes protostellaires
C’est un thème, appelé à se renforcer dans l’activité de l'équipe « MIS» (voir ci-dessous) où, grâce à des
techniques observationelles identiques et des outils d’analyse et de modélisation très proches, l’apport de
C. Kahane sera précieux.
4.4.2 Milieu interstellaire
Les travaux engagés avec le groupe de Madrid sur l’environnement des jeunes étoiles massives et avec le
groupe WAGOS sur la structure des enveloppes des proto-étoiles de faible masse vont se poursuivre au cours
des prochaines années.
La collaboration avec le groupe de Madrid se poursuit dans deux directions principales: d’une part l’étude de
la structure des cœurs protostellaires de la Trifide avec l’interféromètre du Plateau de Bure; d’autre part la
détermination des conditions d’excitation du gaz et de la poussière dans les jets protostellaires.
En collaboration avec WAGOS, l’étude de la structure physico-chimique de l’enveloppe des proto-étoiles de
faible masse fait l’objet d’un projet financé par le programme PCMI (« Evolution physique et chimique des
protoétoiles de type solaire »). Ce projet, dont la responsable en est C. Ceccarelli, implique étroitement 14
chercheurs permanents et post-doctorants, ainsi que plusieurs thésards, distribués entre 6 laboratoires, dont 3
en France, avec lesquels ont déjà été nouées des collaborations très fructueuses (plus de 25 en commun
publications pour la période 1998-2001). Parmi les différents thèmes étudiés, trois impliquent plus
particulièrement le “pôle grenoblois”:
Les cœurs chauds des proto-étoiles de faible masse:
A proximité de l’étoile centrale, les manteaux des grains s’évaporent, enrichissant la phase gazeuse des
molécules qui constituaient ces glaces. Ces molécules sont ensuite transformées en d’autres molécules par
des réactions endothermiques Dans ce contexte, deux molécules sont particulièrement intéressantes: le
formaldéhyde et le méthanol. Elles sont parmi les constituants de manteaux les plus abondants. Il s’agit
d’observer sur un grand nombre de protoétoiles de type solaire les raies d’émission du méthanol et du
formaldéhyde afin de déterminer systématiquement les abondances en direction des cœurs chauds, pour
comprendre le processus de formation des manteaux des grains, et déterminer la structure de l’enveloppe en
effondrement. Ce sujet constitue également une partie de la thèse de S. Maret.
Le mécanisme de la deutération des molécules:
Le mécanisme de la formation de la molécule D 2
CO n’est pas encore compris. Deux théories sont en
compétition, l’une invoquant la formation des molécules en phase gazeuse et l’autre faisant intervenir une
chimie sur les grains pendant la phase préstellaire. Le mécanisme de deutération en phase gazeuse dépend
très fortement du degré de déplétion de CO sur les grains. Afin de discriminer entre ces deux modèles, nous
avons entrepris une recherche de la molécule D 2
CO dans des cœurs préstellaires présentant des indications
de déplétion de CO. Ce travail est mené en collaboration avec A. Bacmann (AUI-Jena, Allemagne).
L’interaction entre les rayons X émis par les protoétoiles et les gaz et poussière circumstellaires:
Des modèles récents de l’interaction du gaz avec les photons X montrent que ceux-ci produisent des “X-
Dominated Regions” (XDR), régions relativement similaires aux “FUV Photon-Dominated Regions” (FUV-
PDR), largement étudiées depuis une décennie. Ceccarelli et al. (2000) ont ainsi proposé que l’émission des
raies de CO et de CO + observée dans l’infrarouge lointain avec ISO/LWS dans la direction de plusieurs
objets protostellaires proviennent de la XDR créée par les photons UV émis par l’objet central. Nous
envisageons d’étudier les aspects théoriques de ce problème en collaboration avec C. Ceccarelli (Bordeaux)
et D. Hollenbach (NASA-AMES) dans le but d’identifier des observables pour analyser l’interaction des
rayons X avec l’enveloppe protostellaire. Nous nous proposons d’entreprendre ensuite une étude
observationelle systématique de ces régions en utilisant à la fois les grands télescopes au sol et les
spectromètres embarqués sur SOFIA et HERSCHEL. Une partie de ce projet constitue la thèse de B. Parise.
74

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
4.4.3 Quel avenir au LAOG ?
L'équipe « MIS » a perdu depuis 1999 plusieurs chercheurs permanents. Pour autant, il ne s’agit pas d’une
perte “sèche” dans la mesure où les interactions scientifiques se réalisent maintenant à travers une équipe
Grenoble-Bordeaux-Toulouse délocalisée. Le succès de cette entreprise tient pour une large part à
l’excellence des relations humaines que les membres de l’équipe ont su développer et à la complémentarité
des groupes.
Plusieurs des membres et collaborateurs de l’équipe WAGOS sont directement impliqués dans la réalisation
instrumentale et scientifique de HERSCHEL. Pour les recherches sur l’environnement protostellaire, ALMA
sera un instrument essentiel, complémentaire de HERSCHEL. La complexité de ces instruments conjuguée au
souci de leur exploitation optimale nécessite de préparer d’ores et déjà les scientifiques qui les utiliseront à
l’horizon 2007. Plusieurs étudiants sont en thèse au sein de cette équipe, leur permettant d’acquérir une
expérience de modélisation et d’observations multi-longueurs d’ondes, du millimétrique à l’infrarouge
moyen et les préparant à l'exploitation de ces deux prochains TGE de notre discipline.
Dans ce contexte, la diminution, en nombre de chercheurs, de l’expertise radio-astronomique du LAOG
semble paradoxale et pose question quant à son avenir.
Outre sa complémentarité avec les autres thématiques et méthodes observationnelles développées au LAOG
(notamment VLTI), la présence d’une équipe « MIS» se justifie par la proximité de l’IRAM et l’apport de
l’interféromètre du Plateau de Bure dans l’étude des régions protostellaires, en vue de la préparation des
missions HERSCHEL et ALMA. C’est pourquoi il semble essentiel de renforcer l’expertise radio-astronomique
du LAOG au cours de la période 2002-2005 par recrutement et accueil.
75

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
5 Etoiles jeunes, disques et jets
5.1 Composition de l’équipe
Permanents: J. Bouvier - C. Dougados - F. Malbet - F. Ménard - J.-L. Monin
Post-Doctorants: G. Duchêne - D. James
Doctorants: R. Lachaume - E. Moraux
5.2 Faits saillants
• Découverte de nouveaux disques résolus par imagerie ˆ haute résolution angulaire autour d’étoiles jeunes
• Première mesure angulairement résolue de la région interne (2 AU) des disques d’accrétion des étoiles
jeunes par interférométrie à longue base dans le domaine infrarouge
• Découverte de naines brunes isolées dans les régions de formation stellaire (Taureau, Serpent) et
détermination de la fonction de masse substellaire d’amas ouverts (Pléiades, M35, Alpha Per, Blanco 1)
• Premières spectro-images de microjets émanant d’étoiles T Tauri
• Mise en évidence du rôle des conditions initiales dans la formation de systèmes multiples
5.3 Introduction
L’équipe “Étoiles Jeunes, Disques et Jets” (« EJDJ » ) du LAOG étudie les processus physiques à l’œuvre
dans les objets stellaires jeunes (1 million d’années) de faible masse (≤ 1 masse solaire), dans une phase où
les réactions thermonucléaires principales (H) ne sont pas encore amorcées et où d’intenses phénomènes
d’accrétion et d’éjection de matière sont observés dans un environnement circumstellaire complexe, autour
d’objets souvent multiples.
Ces études s’étendent de la phase initiale de l’effondrement pour déterminer la fonction de masse initiale
(IMF) —y compris substellaire— des objets jeunes, jusqu’à la phase protoplanétaire ou le matériau présent
dans le disque de l’étoile centrale s’agglomère en planètes, en passant par la structure et l’évolution des
disques, et la connexion accrétion – éjection.
Nos travaux sont liés à ceux des autres équipes du LAOG: « SHERPAS » pour l’application de modèles
accrétion-éjection aux objets jeunes, le « GP» pour l’observation à haute résolution angulaire de
l’environnement, « DP2G » pour les questions liées à l’évolution des disques circumstellaires, « ETFM »
pour l’étude des naines brunes dans les régions de formation stellaire, « ES » pour les modèles théoriques
d’évolution pré-séquence principale.
5.4 Naines brunes jeunes et populations de très faible masse
La Galaxie contient bien plus d’étoiles de faible masse que d’étoiles massives. La fonction de distribution
des masses stellaires, connue sous le nom de Fonction de Masse (IMF, Initial Mass Function), est
relativement bien estimée pour les étoiles entre 1 et 60 M o: elle est généralement décrite par une loi de
puissance (dN/dM ∝ M -α ) dont l’exposant varie en fonction du domaine de masse. En revanche, sa
détermination aux masses stellaires les plus faibles (0.08-0.5 M o ) et jusque dans le domaine substellaire des
naines brunes (0.01-0.08 M o , i.e., 10 à 80 masses de Jupiter) reste incertaine. En outre, la forme de la
fonction de masse n’a pas aujourd’hui d’explication théorique. Des résultats récents, obtenus par Motte et
André au CEA/Saclay, donnent à penser que la distribution des masses stellaires résulte pour une part de la
distribution en masse des cœurs moléculaires denses, précurseurs directs des étoiles. Il est également
76

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
probable que la fragmentation des cœurs moléculaires durant l’effondrement gravitationnel joue un rôle dans
l’établissement de la fonction de masse des étoiles (voir section “Binaires”).
La détermination de la fonction de masse, en particulier aux faibles masses et dans le domaine substellaire,
permet par conséquent de fournir des contraintes sur le processus de formation stellaire. Parmi les questions
urgentes, on peut citer celle de savoir s’il existe une limite inférieure à la masse d’un objet isolé ou s’il est
possible de former des objets de masse planétaire sans qu’ils soient nécessairement associés à une étoile, si le
taux de formation de naines brunes par unité de masse est supérieur à celui des étoiles de faible masse, etc.
Le développement de nouveaux instruments, en particulier les mosaïques CCD grand champ qui permettent
de sonder profondément de larges étendues sur le ciel, a marqué le début de la quête des naines brunes. En
découvrant des échantillons de naines brunes permettant d’estimer la fonction de masse dans le domaine
substellaire, nous avons largement contribué à cet effort et continuons de mener un certain nombre de projets
dans cette direction. Ces travaux se développent aujourd’hui dans notre équipe au sein d’un réseau de
recherche et formation (Research Training Network) financé depuis Juin 2000 par la communauté
européenne sur la formation et l’évolution des amas stellaires jeunes (PI: M. MacCaughrean, Potsdam).
L’objectif du réseau qui réunit 7 instituts européens et s’étale sur 4 ans (cf. 11 ) est de mener une étude
coordonnée observationnelle et théorique de la formation stellaire dans les amas jeunes. Notre équipe
grenobloise est essentiellement impliquée sur deux volets: l’étude de la fraction de binaires (voir Section
“Binaires”) et la détermination de la fonction de masse à très faible masse.
5.4.1 Naines brunes dans les régions de formation stellaire
Les naines brunes étant d’autant plus lumineuses qu’elles sont jeunes, les régions de formation d’étoiles (1-5
Myr) offrent un terrain idéal pour détecter et étudier des objets substellaires de très faible masse,
potentiellement jusqu’à quelques masses de Jupiter. Avec l’avènement récent des caméras grand champ
(0.33 degrés carrés pour CFH12K, 1 degré carré pour MEGACAM au TCFH), les sondages photométriques
étendus fournissent un outil particulièrement puissant pour l’étude de ces populations substellaires jeunes. À
échéance de quelques années, le développement de mosaïques grand champ dans le domaine infrarouge (e.g.
WIRCAM au TCFH) complètera l’apport des caméras visibles pour l’étude des populations encore enfouies
dans le nuage moléculaire.
Au cours des 3 dernières années, nous avons largement exploité les capacités des caméras grand champ du
CFHT et de l’ESO pour cartographier plusieurs régions de formation stellaire. Dans la zone du Serpent, le
sondage photométrique du nuage en infrarouge au NTT/ESO (Giovanetti et al. 1998) complété par une étude
spectroscopique des candidats avec ISAAC/VLT a conduit à la découverte de la première naine brune de cette
région, encore enfouie au cœur du nuage où elle s’est formée (Av≈10 mag, Lodieu et al. 2002). Plusieurs
autres candidats ont été identifiés lors de cette étude et leur caractérisation est en cours. Ce travail est mené
en collaboration avec E. Caux du CESR de Toulouse. Nous avons parallèlement débuté en 1999-2000 une
cartographie grand champ optique avec la camera CFH12k (au TCFH) de la région de formation stellaire du
Taureau. Dans cette région, des études préliminaires couvrant moins de 1 degré carré n’ont détecté que
quelques candidats substellaires (Briceno et al. 1998, Luhman 2000). Nous avons récemment cartographié
3.6 degrés carrés en R,I,z et Hα jusqu’à des limites de détection de I=23.5 R=24.5, ce qui représente un gain
d’un facteur 5 en couverture spatiale et un facteur 10 en sensibilité par rapport aux études précédentes
(Figure 1). À partir de ce sondage optique et d’un complément de photométrie infrarouge, nous avons
identifié 30 candidats naines brunes (Dougados et al. 2001, 2002). Un suivi spectroscopique de quelques
candidats a déjà permis d’identifier de façon certaine 4 naines brunes du nuage dans cet échantillon
(Figure 2, Martin et al. 2001).
Diverses études de suivi ont par ailleurs démarré sur cet échantillon: spectroscopie optique avec FORS1/VLT
et LRIS/KECK pour déterminer le type spectral et confirmer la nature substellaire (en cours), détection
d’émission millimétrique avec PdBI-IRAM (programmée) pour étudier l’environnement circumstellaire des
naines brunes jeunes, étude à haute résolution spectrale des profils des raies de recombinaison de
l’hydrogène avec HIRES/KECK et CGS4/UKIRT (en cours) pour rechercher la signature du processus
d’accrétion dans les naines brunes jeunes. L’ensemble de ces études sont menées au sein de notre équipe en
11 http://www.aip.de/groups/starplan/ecrtn.html
77

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Figure 1: Diagramme (I, R-I) des champs CFHT 12K du nuage du Taureau. La courbe verte indique
l’emplacement d’une séquence de naines M rapportée à la distance du Taureau (ZAMS). Les nouveaux candidats
naines brunes du Taureau sont situés plus de 2 magnitudes au-dessus de la ZAMS. Triangles rouges pleins: 4
nouvelles naines brunes confirmées spectroscopiquement (cf. Fig.2) ; triangles bleus: objets jeunes connus
précédemment; cercles verts: étoiles de champ identifiées spectroscopiquement (Dougados et al. 2002).
Figure 2: Spectres des 4 nouvelles naines brunes du Taureau obtenus au WHT. Le spectre du bas est
représentatif de naines brunes des Pléiades, plus évoluées. Les doublets NaI et KI sont moins prononcés dans le
spectre des objets jeunes du Taureau, indiquant une plus faible gravité de surface qui permet de valider ces
candidats comme des naines brunes jeunes (Martin et al. 2001).
78

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
collaboration avec les astronomes résidents du TCFH, en particulier Jean-Charles Cuillandre et E. Magnier
ainsi qu’E. Martin (IfA, Hawaii).
Plusieurs autres régions de formation stellaire (Orion, NGC 2264, etc.) cartographiées avec la CFHT 12K et la
WFI/ESO sont en cours d’analyse. À échéance de 2-3 ans, l’analyse des sondages photométriques et la mise
en place des observations de suivi, notamment spectroscopiques, nous permettent d’espérer la détection de
plusieurs dizaines de naines brunes dans plusieurs régions de formation stellaire. De tels échantillons seront
suffisants pour proposer une estimation de la fonction de masse initiale substellaire et étudier sa dépendance
éventuelle aux conditions environnementales dans différents nuages moléculaires. L’ensemble de ces études
bénéficieront largement des forces et de l’expertise distribuées au sein du réseau européen.
5.4.2 Naines brunes dans les amas ouverts jeunes
Notre recherche de naines brunes jeunes s’étend aux amas ouverts galactiques de moins de 100 Myr. Bien
que les objets substellaires y soient moins lumineux que dans les régions de formation d’étoiles, il est encore
possible de les y détecter jusqu’à une masse aussi faible que 30-40 masses de Jupiter avec les instruments
actuels. En collaboration avec J. Stauffer (NASA Ames) et D. Barrado (Univ. Madrid), nous avons concentré
notre recherche sur les amas les plus proches et les plus riches, et dont la population stellaire est par ailleurs
bien étudiée, fournissant une estimation précise de distance et d’âge: Pléiades, Alpha Persei, M 35, NGC
2516, Blanco 1.
Figure 3: Diagramme de mouvement propre des candidats naines brunes de l’amas des Pléiades. La plupart des
candidats sont situés à l’intérieur des cercles à 2 et 3 σ autour du mouvement propre moyen de l’amas (étoile
rouge), ce qui confirme leur appartenance à l’amas et leur statut de naines brunes (Moraux et al. 2001).
(Données obtenues au CFHT et à l’ESO)
Depuis 1998, nous avons réalisé les sondages photométriques les plus profonds et les plus vastes jamais
obtenus sur ces 5 amas à l’aide des cameras 8K puis 12K du TCFH et la camera WFI de l’ESO. Avec la
détection de 25 candidats naines brunes dans les Pléiades, nous avons obtenu une estimation de la fonction
de masse substellaire de l’amas (Bouvier et al. 1998), rapidement confirmée par des observations
complémentaires de l’échantillon de candidats en photométrie infrarouge (Martin et al. 1998), spectroscopie
au KECK (Stauffer et al. 1998) et mouvement propre (Figure 3, Moraux et al. 2001). Des résultats similaires
79

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
ont depuis été obtenus pour M35 (Barrado et al. 1998) et, plus récemment, Alpha Per (Barrado et al. 2002, in
prep.), alors que les données de NGC 2516 et Blanco 1 sont en cours d’analyse.
Les résultats suggèrent d’une part que la fonction de masse continue de croître dans le domaine substellaire
(i.e., la loi de puissance conserve une pente négative bien que fléchissante par rapport au domaine stellaire)
au moins jusqu’à 40 masses de Jupiter et, d’autre part, il ne semble pas y avoir de différences significatives
dans la fonction de masse des différents amas. L’une des limitations de ces études tient à ce que ces amas,
bien que jeunes, ont déjà dynamiquement évolué comme en témoigne la ségrégation spatiale observée entre
étoiles massives et peu massives. C’est pourquoi nous avons réalisé un nouveau sondage des Pléiades avec la
CFHT12k, couvrant une bien plus large surface (∼7 degrés carrés), afin de déterminer la distribution spatiale
des naines brunes au sein de l’amas. Ces données sont maintenant complétées par un suivi spectroscopique
des nouveaux candidats naines brunes avec FORS/VLT (Moraux et al. in prep.).
Nous abordons aujourd’hui, en collaboration avec C. Clarke (IoA, Cambridge), la modélisation numérique
de l’évolution dynamique des amas qui permettra d’estimer la fraction de naines brunes susceptibles d’avoir
migré vers l’extérieur de l’amas en 100 Myr et qui pourraient ainsi avoir échappé à nos sondages.
L’ensemble de ces études, observationnelles et théoriques, constitue actuellement le travail de thèse de E.
Moraux (soutenance 2003).
5.5 Systèmes multiples
5.5.1 Formation stellaire et multiplicité
Comme la distribution de masse ou de moment cinétique, le degré de multiplicité des étoiles jeunes est le
produit direct du processus de formation stellaire. Ainsi, la fréquence et les propriétés orbitales des systèmes
binaires jeunes tracent le mécanisme de fragmentation durant l’effondrement gravitationnel.
Afin de caractériser le degré et la fréquence de multiplicité des populations stellaires jeunes, nous avons
conduit au cours des quatre dernières années des campagnes d’observations répétées utilisant les systèmes
d’optique adaptative du CFHT, de l’ESO et du KECK (Figure 4). L’objectif est de déterminer la proportion de
binaires visuelles dans des populations d’étoiles jeunes appartenant à différents types de nuages moléculaires
(associations, amas) et à différents âges (de 1 à 600 Myr) pour tester, d’une part, l’effet des conditions
locales sur le processus de fragmentation et, d’autre part, l’évolution séculaire de la proportion de systèmes
binaires.
Figure 4: Images brutes H et K du système triple T Tauri N/S obtenues avec le système d’optique adaptative du
télescope KECK. Champ de vue: 1" de coté pour les deux grandes images. Les deux encarts à droite sont le
résultat d’une déconvolution douce (10 itérations) avec Lucy ; champ de vue ramené à 0.4" et centré sur T Tau S
(T Tau N est utilisée comme PSF). La séparation des composantes de T Tauri Sud est de 0.092", soit 12.9 U. A.
(Duchêne et al. 2002).
Nous avons trouvé pour ce qui concerne les étoiles jeunes de type solaire ou moins massives que tous les
amas étudiés présentent une fraction de binaires proche de 60%, similaire à celle observée pour les étoiles du
champ (Duchêne et al. 1999a, Eislöffel et al. 2000, Bouvier et al. 2001). Nous avons montré que la fraction
80

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
de systèmes binaires ne dépend pas de l’âge au-delà de un million d’années environ, mais qu’il existe une
relation claire entre taux de binarité et conditions locales, les régions les plus denses (de type amas)
hébergeant bien moins de binaires que les régions de formation stellaire isolée dont le taux de binarité est
proche de 100% (Duchêne 1999, Patience & Duchêne 2001).
Une interprétation possible de ce résultat suggère que toutes les étoiles se forment dans des systèmes
multiples, résolvant au passage le problème du moment cinétique initial, et que la fraction de binaires dans
les proto-amas denses décroît de 100 à 60% en moins de 1 Myr par interactions dynamiques destructives
entre protosystèmes. Cette hypothèse, quoique nécessitant encore une confirmation observationelle par
l’étude des population protostellaires, est compatible avec les modèles numériques d’évolution protostellaire
en amas.
Parallèlement, nous avons mené une campagne d’observation d’étoiles massives dans un amas très jeune (2
Myr), qui révèle un taux de binarité élevé, au moins égal et probablement supérieur à celui des étoiles de
faible masse. Bien que préliminaire, ce résultat semble écarter l’un des scénarios possibles de formation des
étoiles massives par coalescence de plusieurs étoiles de plus faible masse, scénario dynamique violent qui
devrait conduire à un taux de binaires visuelles très faible pour les étoiles massives (Duchêne et al. 2001).
L’ensemble de ces travaux ont été conduits en collaboration avec T. Simon (Univ. Hawaii), J. Eislöffel
(Univ. Tautenburg) dans le cadre d’un contrat bilatéral CNRS-DAAD, et J.-C. Mermilliod (Univ. Genève).
Afin d’estimer précisément l’ampleur du processus de fragmentation avant toute évolution dynamique des
protosystèmes, nous nous concentrons maintenant sur l’étude d’objets encore plus jeunes, enfouis dans leur
enveloppe protostellaire. En collaboration avec P. André (CEA Saclay) et S. Bontemps (Obs. Bordeaux),
nous avons entrepris des observations d’échantillons complets de protoétoiles dans 2 régions de formation
stellaire, l’une dense l’autre isolée, avec CFHT-IR, le nouvel imageur infrarouge grand champ du CFH. D’ici 2
ans, cette approche sera complétée par des observations de protoétoiles à très haute résolution angulaire sur
les grands télescopes, prenant notamment avantage du système d’optique adaptative VLT/NAOS et de son
senseur de front d’onde infrarouge.
5.5.2 Physique de l’accrétion dans les systèmes binaires
Grâce aux systèmes de spectro-imagerie délivrant une excellente qualité d’image au CFHT (PUE'O/OASIS) et
à l’ESO (ADONIS/GraF), nous avons pu au cours des dernières années obtenir et analyser le spectre résolu de
chacune des composantes de plus d’une quinzaine de systèmes binaires T Tauri (Monin et al. 1998, Duchêne
et al. 1999b). L’on déduit de ces spectres les paramètres fondamentaux des compagnons (masse, âge) mais
aussi, par l’utilisation de diagnostics d’accrétion (e.g. raies de Balmer en émission), le taux d’accrétion
relatif de l’environnement circumstellaire du système vers la primaire et la secondaire.
Nous avons ainsi montré que lorsqu’une primaire accrète de la matière, c’est aussi le cas de son compagnon
(systèmes homogènes) et que le cas contraire (systèmes hybrides) où une seule étoile du système accrète du
matériau circumstellaire est très rare. Une interprétation possible de cette propriété suggère l’existence d’une
vaste enveloppe gazeuse englobant l’ensemble du système et alimentant simultanément les disques des 2
composantes jusqu’à épuisement de ce réservoir commun. Cette hypothèse est compatible avec les propriétés
spectrales des composantes des systèmes étudiés et permet de comprendre un autre résultat qui indique que
le taux d’accrétion est toujours plus important sur la primaire que sur la secondaire.
Les binaires que nous avons étudiées jusqu’à présent sont relativement larges (demi grand axe de 100 UA et
plus), et nous nous orientons maintenant vers l’étude de systèmes plus serrés, grâce aux instruments de
spectro-imagerie couplés à l’optique adaptative sur les grands télescopes (NIRSPEC/KECK, CONICA/VLT). La
séparation de ces binaires (quelques 10 AU) est telle que l’on peut s’attendre à ce que le disque
circumstellaire de chacune des composantes ressente fortement l’influence dynamique de l’autre, menant en
particulier à des effets de troncature et, peut-être, à des taux d’accrétion plus forts par effet de marée. Il sera
intéressant de comparer le processus d’accrétion circumstellaire et circumbinaire dans ce type de systèmes en
interaction à celui observé dans les binaires plus larges afin de mieux comprendre l’évolution des disques
circumstellaires dans les systèmes multiples.
81

Rapport d’activité 1999-2001
5.6 Les disques circumstellaires des étoiles jeunes (1-10 Myr)
LAOG
L’étude des disques circumstellaires des étoiles jeunes est un axe central des travaux menés dans notre
équipe. Combinant observations à haute résolution angulaire (Figures 5 et 6) et le développement de modèles
numériques et analytiques, l’objectif est de déterminer les propriétés physiques des disques proto-planétaires
et de contraindre l’échelle de temps de leur évolution. Parmi les résultats obtenus ces dernières années, on
peut citer en particulier la découverte de 5 nouveaux disques par imagerie directe (Stapelfeldt et al. 1998,
Padgett et al. 1999, Monin & Bouvier 2000, Krist et al. 2000, Ménard et al. 2000), la première observation
résolue en interférométrie infrarouge de la région interne (2 AU) de 2 disques circumstellaires (Malbet et al.
1998, Millan-Gabet et al. 1999), la mesure par interférométrie radio de la rotation keplerienne des régions
externes de disques circumstellaires et circumbinaires (Duvert et al. 1998, Dutrey et al. 1998, Duvert et al.
2000), la caractérisation de la zone d’interaction avec la magnétosphère de l’étoile au bord interne du disque
d’accrétion (Bouvier et al. 1999). La confrontation de ces nouveaux résultats avec les modèles développés
dans l’équipe permet ainsi de sonder les disques sur toute leur étendue, des régions externes froides (10-100
AU: interférométrie millimétrique, imagerie HRA visible et infrarouge), aux régions internes d’émission
thermique (1-10 AU: interférométrie infrarouge) jusqu’au bord interne du disque (∼0.1 AU: suivi spectrophotométrique).
5.6.1 La recherche de disques circumstellaires
Les indices indirects de l’existence de disques autour des étoiles jeunes sont nombreux (excès infrarouge,
émission millimétrique, jets, etc.). Néanmoins, peu de disques ont pu être à ce jour suffisamment résolus
angulairement pour permettre une imagerie directe de leur structure et la détermination de leurs propriétés
(profil de densité et de température, échelle de hauteur, gauchissement, troncature, etc.). Nous avons lancé
plusieurs programmes d’observations à grande échelle dans le but de rechercher les candidats les plus
prometteurs pour une étude approfondie sur les grands instruments au sol et dans l’espace. Avec plus de 300
orbites attribuées sur le télescope spatial, des centaines d’heures au plateau de Bure, 50 nuits au CFHT, près
de 200 nuits au Pic du Midi depuis 1998, et plus de 12 semaines d’observations interférométriques
infrarouges sur PTI et IOTA, la recherche de disques autour d’étoiles T Tauri et d’étoiles Ae/Be de Herbig,
plus massives, a été une activité importante de l’équipe.
Une méthode, indirecte, pour rechercher de nouveaux disques est de les détecter via la très forte polarisation
linéaire qu’ils induisent lorsqu’ils sont vus par la tranche. Nous terminons l’exploitation d’un instrument
d’équipe installé au Pic-du-Midi, le polarimètre STERENN, financé en partie par le LAOG et l’UJF via le
BQR. Devenu le plus sensible de sa catégorie, STERENN a permis la mesure de plus de 1100 nouvelles
étoiles depuis 1997, et une vingtaine présentent les fortes polarisations attendues, en accord avec une
distribution aléatoire des inclinaisons de ces astres. Nous avons maintenant observé la majorité de ces
candidats à disque en haute résolution angulaire et la présence d’un nouveau disque ou d’une large
enveloppe est systématiquement confirmée. Ces travaux sont effectués en collaboration avec P. Bastien et F.
Poidevin (Univ. Montréal) et N. Manset (CFHT, Hawaii). La totalité des mesures de polarisation est utilisée
par ailleurs pour étudier et comparer, statistiquement, les propriétés du milieu circumstellaire entourant les
étoiles (plus ou moins) jeunes situées dans une gamme d’environnements différents. Pour l’instant, une
comparaison des observations avec des modèles de lumière diffusée permet de poser des contraintes sur la
présence (fréquente) et l’angle d’ouverture (quelques degrés seulement) des disques d’accrétion entourant les
étoiles T Tauri du Taureau (Ménard et al. 2002) et les étoiles Herbig AeBe (Ménard, Donar et al. in prep.).
Nous entreprenons maintenant un programme d’imagerie polarimétrique avec l’instrument FORS sur le VLT.
Cette étude permet d’une part de découvrir de nombreuses sources à disque et d’autre part, du fait de la
bonne qualité d’image de l’instrument, de déterminer les orientations respectives des disques dans les
systèmes binaires proches. Ces résultats, actuellement uniques et fortement contraignant pour le processus de
formation des systèmes multiples, ont été obtenus à l’issue du développement d’un “pipeline” spécifique de
réduction de données qui permet notamment de s’affranchir de la polarisation interstellaire pour ne conserver
que celle d’origine circumstellaire.
Nous achevons actuellement un programme d’imagerie à haute résolution angulaire dans les domaines
visible et infrarouge avec le HST et l’optique adaptative du CFHT sur un vaste échantillon d’étoiles jeunes
dans différents nuages moléculaires. Dans ce domaine de longueur d’onde il s’agit de détecter la lumière de
82

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
l’étoile diffusée par la poussière circumstellaire située à la surface du disque. Autour des étoiles jeunes de
type solaire, les disques de HK Tau/c (Stapelfeldt et al. 1998), TW Hya (Krist et al. 2000), HV Tau C
(Monin & Bouvier 2000), Sz 82 (Padgett et al. 1999), IRAS 04158+2805 (Ménard et al. 2000), et plusieurs
autres encore inédits furent ainsi découverts. Autour des étoiles plus massives, de type Herbig Ae/Be, des
travaux croisés avec l’équipe « DP2G » du LAOG ont permis de détecter les disques entourant HD 141569
(Augereau et al. 2000) et HD 100546 (Augereau et al. 2000).
Figure 5: Image CFHT 12K de l’objet IRAS 04158+2805 obtenue dans le filtre R (l’image originale a été
déconvoluée; Lucy/13 itérations). La bande sombre révèle clairement un disque vu quasiment par la tranche,
étendu (rayon 1100 U. A.) et fortement évasé, qui cache l’étoile centrale. Un jet (confirmé par une image Ha) se
détache de la source centrale dans une direction perpendiculaire au disque (Ménard et al. 2002).
Figure 6: Le disque circumstellaire vu par la tranche de HV Tau/c. Image en bande K obtenue avec l’optique
adaptative du CFHT. Le rayon du disque est d’environ 50 unités astronomiques (0.3"). L’aspect hamburger
résulte de l’extinction forte dans le plan médian du disque qui cache l’étoile centrale (bande sombre) dont les
photons illuminent la surface évasée du disque (Monin & Bouvier 2000).
83

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
En parallèle, un programme de recherche de disque par interférométrie millimétrique, qui détecte l’émission
thermique de la poussière froide dans les régions externes du disque, a été mené à l’IRAM/PdB.Outre la
découverte de nouveaux disques (Duvert et al. 2000), l’observation des raies du gaz CO permet d’étudier la
cinématique du disque et de prouver qu’il s’agit bien d’une structure aplatie en rotation keplerienne autour de
l’objet central (Dutrey et al. 1998, Duvert et al. 1998).
Enfin, nous avons entamé l’observation de disques avec les interféromètres infrarouges à longue base
actuellement disponibles: le Palomar Testbed Interferometer (PTI), un interféromètre de 110m de ligne de
base travaillant en bandes H et K et le Infrared and Optical Telescope Array (IOTA) un interféromètre
reconfigurable de base maximale 38m travaillant aussi en H et K. La recherche de disques à une échelle en
dessous de l’unité astronomique a été un succès pour les objets de type FU Orionis (Malbet et al. 1998) et
pour les étoiles jeunes de masse intermédiaire dites étoiles Ae/Be de Herbig (Millan-Gabet et al. 1999).
5.6.2 La modélisation des disques circumstellaires
L’ensemble des programmes d’observation décrits plus haut nous fournissent aujourd’hui une banque de
données unique contenant des disques vus à toutes les inclinaisons, autour d’étoiles isolées ou binaires,
couvrant un spectre de masse s’étalant de 0.5 à 5 M O et ayant des âges allant de 0.5 à 10 millions d’années.
Les premières analyses fines de ces disques sont donc possibles. Certaines de leurs propriétés sont
directement mesurées sur les images, e.g., rayon externe, inclinaison, gauchissement et asymétries. D’autres,
tels que les profils de densité et de température, échelle de hauteur, détermination de la masse, etc.,
requièrent une modélisation plus poussée. Nous avons développé 2 classes de modèles de disques permettant
de générer des images synthétiques à comparer aux observations pour en déduire les propriétés intrinsèques
de chaque système. La première classe de modèles traite par un code Monte Carlo la diffusion simple et
multiple des photons stellaires dans le disque (Ménard 1989). Les images synthétiques résultantes sont
directement comparables aux observations des disques en visible et infrarouge. Ce code traite également
l’état de polarisation de la lumière diffusée permettant une confrontation directe avec les cartes de
polarisation de disques que nous avons obtenues avec le HST (Silber et al. 2000). La seconde classe de
modèle traite l’émission thermique des poussières, chauffées par l’illumination de l’étoile et par la
dissipation visqueuse d’énergie associée à l’accrétion dans le disque, et permet entre autre de calculer les
visibilités interférométriques directement ajustables aux observations (Malbet et al. 2001, Lachaume et al.
2002, in prep.). Ce travail fait l’objet de la thèse de Régis Lachaume (soutenance en 2002).
La modélisation des résultats d’observation nous a ainsi permis d’estimer les paramètres structurels globaux
(i.e., taille, inclinaison, échelle de hauteur, et dans une moindre mesure densité de surface et masse) des
disques circumstellaires de HK Tau/c (Stapelfeldt et al. 1998), HV Tau C (Monin & Bouvier 2000,
Stapelfeldt et al. 2001), TW Hya (Krist et al. 2000), GM Aur et Sz 82 (en préparation) et des anneaux
circumbinaires entourant UY Aur (Ménard et al. 1999, 2001), et GG Tau (Silber et al. 2000 ; McCabe, Ghez,
Duchêne, 2002) —cf. les revues de Ménard & Bertout (1999, 2001), Ménard (2000, 2001), Ménard &
Stapelfeldt (2001), Ménard et al. (2000). La modélisation des cartes de polarisation délivrées par le HST
permet en outre d’estimer la distribution de taille des grains dans le disque. Silber et al. (2000) ont ainsi
montré que l’anneau de GG Tau était très polarisé, nécessitant la présence de nombreux petits grains à un
âge de l’ordre du million d’années. Enfin, dans le domaine millimétrique, la spectroscopie de la raie de CO a
permis de mesurer la rotation (keplerienne) des disques externes des systèmes GM Aur (Dutrey et al. 1998;
voir aussi les résultats “DPP” en section B-7) et UY Aur (Duvert et al. 1998) et de la détecter dans LkCa 15
(Duvert et al. 2000).
À plus petite échelle (≈ 1 AU), Malbet et al. (1998) et Millan-Gabet et al. (1999) furent les premiers à
détecter avec l’interférométrie à longue base dans l’infrarouge proche l’émission thermique de la poussière
chaude du disque. Dans le cas de AB Aur, une étoile de Herbig, la modélisation des visibilités
interférométriques a clairement mis en défaut l’hypothèse d’un disque circumstellaire standard en révélant
un anneau de faible extension située à 0.3 AU de l’étoile centrale. Cet anneau est aujourd’hui interprété
comme représentant le bord interne du disque fortement illuminé par l’étoile centrale (Dullemond et al.
2001). En ce qui concerne les objets de plus faible masse de type FU Ori, un suivi sur 4 ans des visibilités
interférométriques a, là encore, mis en défaut le modèle de disque d’accrétion standard (disques α) en
révélant une forte asymétrie structurelle dans la région interne (Figure 7) et une discontinuité du profil de
84

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
température peut-être due au développement d’un jet ou d’un vent à partir des régions internes du disque
(Berger et al. 2000, Malbet & Berger 2001).
Figure 7: Observations interférométriques de FU Ori. Résultats d’une campagne de plus de 10 semaines sur 4
années. Ces données proviennent de deux interféromètres (IOTA pour les courtes lignes de base et PTI pour les
longues) et ont été obtenues dans 2 longueurs d’onde (H en bleu et K en rouge). Les deux panneaux du haut
montre l’ajustement d’un modèle de disque d’accrétion aux données qui permet d’interpréter la morphologie du
système aux petites échelles (à gauche visibilités en fonction de la ligne de base, à droite visibilité en carte de
couleur sur laquelle est superposée la localisation des fréquences spatiales mesurées). En bas, ajustement des
visibilités pour les grandes échelles spatiales permettant d’interpréter les oscillations observées dans les
visibilités. Le schéma global de la morphologie de FU Ori tel qu’il est compris actuellement met donc en jeu un
disque d’accrétion et un source ponctuelle excentrée (Berger et al. 2001).
A plus petite échelle encore ( 0.1 AU), un suivi sur plusieurs périodes de rotation (typiquement de 8 jours)
des variations spectrales et photométriques de l’étoile permet de contraindre les processus se déroulant au
bord interne du disque, là où il rencontre et est détruit par la magnétosphère de l’étoile. Dans le cadre de
collaborations internationales que nous menons, quatre campagnes d’observations multi-sites ont permis le
suivi en photométrie, polarimétrie et spectroscopie (basse et haute résolution) simultanées de 3 étoiles T
Tauri (AA Tau, BP Tau et DF Tau) sur des périodes allant jusqu’à 2 mois. Une bourse de l’OTAN a été
attribuée pour 2 ans (PI: J. Bouvier LAOG) pour l’analyse de ces données. La modélisation des courbes de
lumière et des variations spectrales à l’aide d’un algorithme dédié (Chelli 1999a,b) a révélé des occultations
périodiques des étoiles par le bord interne du disque en rotation synchrone (Bouvier et al. 1999, Chelli et al.
1999). Cela nous a conduit à proposer un modèle dans lequel le bord interne du disque est gauchi lorsqu’il
rencontre la magnétosphère de l’étoile dont l’axe est inclinée par rapport à l’axe de rotation (Figure 8). Le
gauchissement est responsable des occultations périodiques et pourrait jouer un rôle clef dans le démarrage
des jets au voisinage de l’étoile et, bien sûr, dans le processus d’accrétion magnétosphérique du bord interne
du disque sur l’étoile.
85

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Figure 8: Représentation schématique de la zone d’interaction magnétique entre le bord interne du disque et
l’étoile centrale, telle que suggérée par les variations spectrales, photométriques et polarimétriques de l’étoile
AA Tau, observées sur plusieurs cycles de rotation lors de campagnes multi-sites. Le bord interne du disque
semble être localement déformé (gauchi) par son interaction avec la magnétosphère de l’étoile à une distance de
quelques rayons stellaire de la surface, produisant des éclipses partielles et périodiques du système au cours de
sa rotation (Bouvier et al. 1999).
5.6.3 L’évolution des disques circumstellaires
Si l’on sait globalement que les disques autour des étoiles jeunes ne survivent guère au-delà de 10 Myr,
l’échelle de temps caractéristique associée à la formation de planètes dans le disque reste encore mal définie.
Nous abordons cet aspect principalement en amont de la formation des planètes en essayant d’identifier les
mécanismes qui mènent à la dissipation des disques et les échelles de temps associées. Quelques avancées
qualitatives dans ce domaine ont été réalisées.
L’un des résultats importants est la mise en évidence d’une dissipation rapide des disques sur toute leur
étendue. Jusqu’ici l’idée prévalait que les régions internes des disques, source de l’émission infrarouge,
disparaissent en premier, alors que les régions externes, dominant l’émission millimétrique, survivent plus
longtemps. Duvert et al. (2000) ont utilisé l’interféromètre du plateau de Bure pour sonder l’émission
thermique de la poussière froide de l’environnement d’étoiles T Tauri dénuées d’émission infrarouge proche.
Or, aucune étoile n’est détectée dans le domaine millimétrique ce qui suggère que l’ensemble du disque, et
pas seulement les régions internes, est dissipé en un temps très court.
L’étude des disques dans les systèmes binaires (cf. Section “Binaires”) apporte également des informations
sur les influences externes pouvant déstabiliser les disques circumstellaires. Les disques circumstellaires que
nous avons découverts dans les systèmes binaires sont systématiquement moins étendus que les disques dans
les systèmes isoles (Stapelfeldt et al. 1998, Monin & Bouvier 2000). Cela suggère que les effets de marée
dans les systèmes binaires conduisent rapidement à la troncature du disque, en particulier dans des systèmes
à forte excentricité et dans le cas où les disques ne sont pas situés dans le plan de l’orbite du système. Or,
nous avons pu montrer par l’étude polarimétrique résolue de systèmes binaires jeunes avec STERENN au
86

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
Pic du Midi que, dans certains cas au moins, le disque de la primaire et celui de la secondaire ne sont pas
situés dans le même plan (Monin et al. 1998).
Beaucoup plus tard dans l’évolution, nous étudions également dans le cadre d’une collaboration avec W.
Merline et C. Chapmann (Boulder) l’évolution collisionnelle du système solaire (un très vieux disque!) en
essayant de contraindre la fréquence des astéroïdes multiples, tous formés par collision. Bien que naissante,
cette approche a déjà conduit à des résultats originaux avec la détection de plusieurs astéroïdes doubles
découverts avec le système d’optique adaptative du CFHT (Merline et al. 1998, et aussi les circulaires UAI
concernant les satellites de (45)Eugenia (IAUC 7129), de (90)Antiope et (762)Pulcova (IAUC 7503), de
(22)Kalliope (IAUC 7703) et de (617) Patroclus (IAUC 7741)).
Figure 9: Images déconvoluées des jets de RW Aur en [SII], CW Tau en [SII] et DG Tau en [OI] observées au
CFHT. L’émission continue sous-jacente est également présente dans ces images. La résolution angulaire après
déconvolution est de 0.1 arcs. L’encart dans l’image de DG Tau présente la région de la base du jet à plus haut
contraste. La croix noire indique le centroïde de l’émission continue (Dougados et al. 2000).
5.7 Origine de la perte de masse dans les étoiles jeunes
L’accrétion de matière qui mène à la formation d’une étoile s’accompagne d’un spectaculaire phénomène
d’éjection bipolaire collimatée. L’origine exacte de ces jets demeure un problème majeur de la formation
stellaire. D’une part, ces vents pourraient jouer un rôle important dans l’évacuation du moment angulaire et
dans la détermination de la masse centrale de l’objet formé. D’autre part, ils suggèrent l’importance du
champ magnétique dans le processus d’accrétion/éjection. Les pistes théoriques se sont en effet orientées
vers les modèles de vents magnéto-hydrodynamiques où le champ magnétique du disque et/ou de l’étoile est
87

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
l’agent principal de l’extraction de moment angulaire. Les différentes configurations magnétiques d’éjection
envisagées n’ont pas le même impact sur les conditions physiques des parties internes (< 1 AU) des disques
circumstellaires. Il est donc crucial de les départager pour améliorer les modèles de formation et de
migration des planètes extrasolaires, ainsi que notre compréhension du phénomène d’accrétion.
Les étoiles T Tauri classiques entourées d’un disque d’accrétion actif constituent un laboratoire idéal pour
contraindre les modèles d’accrétion/éjection. En effet, elles ont évacué la majeure partie de leur enveloppe
circumstellaire originelle, permettant ainsi d’avoir accès aux régions où l’essentiel des processus
d’accélération et de collimation des jets se produisent (d ≈ quelques 100 UA). Nous avons démarré en 1996,
en collaboration avec S. Cabrit (DEMIRM), P. Garcia (Univ. Porto) et l'équipe « SHERPAS » du LAOG
(plus particulièrement J. Ferreira et F. Casse) une étude observationnelle de la base de vents d’étoiles T Tauri
(microjets).
L’objectif de ce travail est d’apporter des contraintes sur les modèles de collimation et d’éjection à partir
d’observations en spectro-imagerie et imagerie à haute résolution angulaire (0.1 arcsec = 15 AU dans le
Taureau). Nous avons mené 4 campagnes d’observations avec le système d’optique adaptative PUE'O et
l’instrument de spectro-imagerie OASIS au TCFH entre Janvier 1998 et Janvier 2000 (Figure 9). Ce travail a
donné lieu à une thèse soutenue le 7 Juin 2000 par Claudia Lavalley-Fouquet, co-encadrée par Catherine
Dougados (LAOG) et Sylvie Cabrit (DEMIRM) et 5 publications (Lavalley et al. 1997, 2000 ; Dougados et
al. 2000,2001 ; Raga et al. 2001). Un étudiant post-doctoral (Luis López-Martin) a par ailleurs débuté en
Janvier 2001 au DEMIRM un travail de réduction et analyse de données OASIS obtenues sur l’étoile T Tauri
RW Aur. Les résultats principaux obtenus à ce jour sont les suivants: 1) l’échelle de collimation est < 50 AU
et les tailles transverses des jets observées à l’échelle de 100 AU sont compatibles avec les prédictions des
modèles MHD ; 2) les chocs internes dans le jet sont le mécanisme d’excitation des raies le plus plausible audelà
de 70 AU et 3) la variabilité temporelle (sur des échelles de 10 ans) apparaît comme une caractéristique
fondamentale de la perte de masse dans les T Tauri.
5.8 Prospective
5.8.1 Naines brunes
Un "key programme" dont nous sommes PI vient d’être accepté au TCFH à partir de 2002 et pour 3 ans visant
à la détection à grande échelle de naines brunes jeunes avec MEGACAM. Le but de ce projet est de
cartographier 120 degrés carrés couvrant une sélection de 4 régions de formation stellaire et 6 amas jeunes,
d’âge s’échelonnant entre 1 et 600 Myr, afin d’identifier des échantillons complets et homogène de naines
brunes. Ces observations permettront une détermination fine de la fonction de masse substellaire et l’étude
de l’évolution dynamique des objets substellaires qui témoigne de leur processus de formation.
En outre, les échantillons découverts lors de ce programme feront l’objet d’études complémentaires afin de
déterminer les propriétés intrinsèques des naines brunes et de leur environnement circumstellaire.
Nécessitant un très large accès aux grands télescopes (8-10m) au sol et aux observatoires spatiaux (HST,
SIRTF, XMM), ces projets seront menés en collaboration avec nos partenaires européen du réseau (notamment
les groupes de L. Testi à Arcetri et de M. McCaughrean à Potsdam pour le suivi observationnel ; ceux de C.
Clarke à Cambridge et A. Witworth à Cardiff pour les aspects théoriques) et des collègues américains.
Ainsi, une co-tutelle de thèse a été mise en place avec W. Brandner (ESO) sur le double aspect de la binarité
des naines brunes (VLT, HST) et de leurs propriétés dans le domaine X (XMM). Notre participation à un
programme du Legacy Survey de SIRTF mené par N. Evans (Univ. Texas) nous permettra par ailleurs
d’obtenir et analyser le spectre infrarouge moyen des naines brunes pouvant révéler la présence de disques
circum(–sub–)stellaires, un thème également abordé par le biais d’observations millimétriques menées avec
l’interféromètre IRAM du Plateau de Bure et de mesures polarimétriques avec FORS au VLT. Les
collaborations déjà fructueuses que nous entretenons avec E. Martin (Univ. Hawaii) et J. Stauffer (NASA
Ames) nous donnent accès au KECK avec lequel nous complétons dans l’hémisphère Nord les études
spectroscopiques que nous menons avec le VLT sur les échantillons du Sud.
Plus près de nous, le groupe de G. Chabrier, I. Baraffe et F. Allard de l’ENS Lyon nous fournissent leurs
modèles spectro-photométriques de naines brunes qui permettent de déduire les propriétés fondamentales
(masse, âge) à partir des observables et nous nous rapprochons des groupes de P. André du CEA/Saclay
88

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
5.8.2 Binaires
(participant du réseau européen) et de celui de S. Bontemps à Bordeaux pour étendre l’étude des objets
substellaires aux phases protostellaires enfouies. À échéance de quelques années, nous espérons ainsi
construire de robustes échantillons de naines brunes jeunes dont l’étude détaillée fournira les clés du
processus de leur formation, actuellement très débattu, et une compréhension en profondeur de leur évolution
physique et dynamique au sein des amas.
5.8.3 Disques
Jusqu’ici largement fondée sur une approche observationelle, l’étude de la formation et de l’évolution des
systèmes multiples sera développée dans les années à venir par une approche plus théorique en collaboration
avec P. Kroupa, invité pour un séjour de 2 mois au sein de notre équipe en 2002. Les modèles N-corps
d’évolution dynamique d’amas protostellaires que P. Kroupa développe depuis quelques années avec le code
de Cambridge permettent une confrontation directe entre résultats d’observation et prédictions théoriques
concernant le taux de multiplicité des protoétoiles et son évolution. Cette confrontation permettra de valider
ou, plus probablement, de faire évoluer les scénarios actuels de formation stellaire.
Les collaborations mises en place au sein du réseau européen auquel nous participons vont également nous
permettre d’aborder les aspects théoriques de l’accrétion dans les systèmes binaires. D’une part, la
modélisation numérique SPH développée par I. Bonnell (Univ. St. Andrews) pour décrire la dynamique du
flot d’accrétion dans les systèmes binaires sera confrontée à des résultats d’observation toujours plus précis.
D’autre part, les modèles semi-analytiques de stabilisation dynamique du disque circumstellaire sous l’effet
de marée du compagnon, développés par C. Clarke (IoA Cambridge), pourront être réanalysés à la lumière
de nos résultats. En quelques années, la confrontation entre de nouvelles observations et ces différents types
de modèles devrait permettre de mieux comprendre l’effet (destructeur ou stabilisateur) des compagnons sur
l’évolution des disques circumstellaires, une question importante puisque la grande majorité des étoiles
appartiennent à des systèmes multiples
Enfin, en collaboration avec H. Zinnecker et M. McCaughrean (Potsdam), nous avons proposé un
programme d’observation de binaires jeunes à courte période orbitale (quelques semaines à quelques mois)
sur AMBER/VLTI. D’ici 2 à 3 ans, ce projet fournira une mesure de la masse dynamique des composantes de
plusieurs systèmes jeunes, via la détermination de leurs orbites visuelle et spectroscopique. Cette mesure de
masse d’une précision inégalée (quelques pour-cents) permettra d’étalonner les modèles d’évolution stellaire
pour les objets pré-séquence principale. Cette proposition de programme a été soumise au Science Advisory
Committee de AMBER/VLTI en préparation de l’appel d’offre attendu pour 2002.
La mise en service prochaine de NAOS, l’optique adaptative du VLT, des grands interféromètres infrarouges
(VLTI, OHANA), de la 6ème antenne du Plateau de Bure et, plus tard, ALMA, HERSCHEL, et le NGST seront des
outils de choix pour approfondir et améliorer grâce à une meilleure résolution spatiale et une couverture
multi-longueurs d’onde l’étude de la structure et des propriétés physiques des disques autour des étoiles
jeunes. En particulier, NAOS sera disponible dès 2002, AMBER et MIDI dès 2003 sur le VLTI et notre
implication dans le développement de NAOS et AMBER nous assure un retour scientifique important. En
réponse à l’appel d’offre du Groupe Scientifique d’AMBER, nous avons soumis plusieurs programmes
d’observation visant à sonder les régions internes des disques d’accrétion d’étoiles T Tauri et la source des
jets collimatés.
Notre participation à l’un des programmes centraux de SIRTF (lancement en 2002) qui offre une résolution
spatiale moindre mais une bien meilleure sensibilité, sera un complément précieux pour la recherche de
nouveaux disques. D’autres outils actuellement disponibles nous permettent déjà d’étendre l’étude des
disques aux objets jeunes de très faible masse, notamment aux naines brunes, avec d’une part un programme
accepte d’observations millimétriques (PdB IRAM) des premières naines brunes jeunes découvertes dans le
nuage du Taureau et d’autre part la cartographie complète de plusieurs nuages moléculaires dans le cadre
d’un programme clé accepté ce semestre au CFHT. En outre, l’observation polarimétrique de larges
échantillons d’étoiles jeunes avec FORS/VLT permettra de contraindre la fréquence des disques et leur
orientation, un élément important pour comprendre leur formation (e.g. rôle du champ magnétique ambiant
durant l’effondrement gravitationnel).
89

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
5.8.4 Jets
Du point de vue de l’accrétion magnétosphérique, durant les prochaines années, nous comptons nous
concentrer sur l’analyse de la variabilité dans les profils d’émission et une comparaison détaillée avec les
prédictions des modèles d’accrétion magnétosphériques. Dans ce cadre, S. Alencar viendra passer 3 mois au
LAOG à compter de Février 2002 pour travailler sur l’analyse des données spectroscopiques de AA Tau
(campagne 1999). Une collaboration a par ailleurs été engagée avec James Muzerolle (Steward Observatory,
AZ) qui modélise les profils de raies d’émission dans les colonnes d’accrétion magnétosphérique. James
Muzerolle a effectué un séjour d’un mois à l’Observatoire de Grenoble en Juin 1999. Ce travail préliminaire
nous a permis de reproduire avec succès les caractéristiques spectrales moyennes de DF Tau (campagne
1998) avec un modèle standard d’accrétion magnétosphérique. Nous comptons poursuivre cette étude avec
l’analyse de la variation temporelle de ces profils en considérant un modèle d’accrétion non-axisymétrique.
En parallèle, nous avons soumis 2 demandes d’observations sur AMBER pour tenter de résoudre
angulairement la région d’accrétion magnétosphérique, à la limite des capacités de cet instrument.
Sur un plan plus théorique, les différents modèles de disques à notre disposition seront affinés (traitement
cohérent de la structure verticale, inclusion de nouvelles opacités, etc.) et combinés pour traiter
simultanément et de manière cohérente la diffusion multiple des photons stellaires dans le disque (lumière
diffusée et polarisation) et l’émission propre de la poussière du disque (émission thermique).
Nous comptons durant les 4 prochaines années poursuivre le travail concernant l’origine de la perte de masse
dans les étoiles jeunes selon les axes suivants: du coté observationnel par l’exploitation des données OASIS
de Décembre 1998 et Janvier 2002, des données HST (cycle 8) et la préparation aux nouveaux grands
instruments notamment: NAOS/VLT, AMBER/VLTI (2 projets de phase A ont été soumis an collaboration avec
P. Garcia et F. Bacciotti) ; du coté de la modélisation, par le renforcement de deux collaborations déjà
engagées, l’une avec l'équipe « SHERPAS » (LAOG) sur les prédictions observationnelles des modèles de
vents MHD (stationnaires et auto-similaires) développés par ce groupe, l’autre avec A. Raga (UNAM) sur la
comparaison avec les modèles hydrodynamiques d’éjection variable. Le démarrage d’une thèse combinant
ces différents aspects est envisagée à l’automne 2002 (co-direction C. Dougados & S. Cabrit). Il est à noter
que la combinaison de compétences observationnelles et théoriques que notre équipe possède est à l’heure
actuelle unique dans ce domaine.
90

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
6 Objets de très faible masse et substellaires
6.1 Composition de l’équipe
Permanents:
o Jean-Luc Beuzit (CNRS) depuis le 01/10/2001 (au CFHT auparavant)
o Xavier Delfosse (Observatoire) depuis le 01/09/2000 (post-doc à l’étranger auparavant)
o Thierry Forveille (Observatoire) jusqu’au 01/01/2000 (en détachement au CFHT depuis)
o Christian Perrier (Observatoire)
Thésitifs:
o Damien Ségransan (thésitif) entre le 01/10/1998 et le 30/06/2001
o Lydie Marchal (thésitif) depuis le 01/10/2001
Il est à noter que les 3 permanents constituant actuellement l’équipe ne se consacrent qu’à temps partiels à
cette équipe. Jean-Luc Beuzit (50%) est impliqué dans de nombreux projets instrumentaux, Xavier Delfosse
(50-%) a des taches de services indépendantes liées au JMMC et enseigne, Christian Perrier (10%) se consacre
essentiellement à la direction du laboratoire.
6.2 Faits saillants
Les principaux faits saillants de l’équipe entre mi-98 et fin 2001 sont:
o Caractérisation de la nouvelle classe spectrale de la séquence principale: les naines L
o Constitution d’un échantillon statistique de plusieurs centaines de naines M très tardives et de
naines L
o Découverte de nouvelles étoiles isolées dans le voisinage solaire (à moins de 25pc) dont une étoiles
de très faible masse à seulement 4 pc.
o Découverte d’une vingtaine de compagnons de naines M et établissement de la statistique de
multiplicité des naines M
o Etablissement de la relation masse-luminosité des naines M
o Découverte de la première planète extra-solaire autour d’une étoile de très faible masse
o Découverte de 10 planètes extra-solaires autour de naines G
Ces faits saillants sont explicités en détail dans le bilan d’activité.
6.3 Bilan
Nos activités de ces trois années sont essentiellement axées “Observations et modélisations” mais nos
besoins en instrumentations de pointes sont grands et nous développons en fin de ce bilan d’activité nos
implications dans ce domaine.
6.3.1 Objectifs globaux
Les étoiles de très faible masse représentent 80% des étoiles de la Galaxie. Des résultats récents indiquent
que les naines brunes sont probablement au moins aussi nombreuses (et vraisemblablement davantage). Les
premières planètes extra-solaires ont été détectées en 1995, et près d’une centaine sont aujourd’hui connues.
Etoiles de très faible masse, naines brunes et planètes extra-solaires présentent un intérêt dans de nombreux
domaines: les mécanismes de formation, le problème de la matière sombre galactique, mais aussi la physique
des intérieurs stellaires dégénérés et des atmosphères denses et très froides. L’étude comparée des objets de
cette séquence permet de mieux appréhender leur physique, en observant l’évolution de leurs propriété en
fonction, notamment, de leur température.
Etudier les étoiles de très faible masse et les objets substellaires à différents stades évolutifs apporte des
contraintes complémentaires. Les activités du LAOG dans ce domaine couvrent champ étendu, et regroupent
91

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
des recherches sur ces objets dans les zones de formation stellaire, dans les amas jeunes, et dans le champ.
Les liens entre ces études sont multiples et certains buts communs (l’obtention de la fonction de masse
notamment), mais nous ne présentons ici que la partie de cette étude pour les objets les plus anciens, du
champ.
Les thèmes auxquels nous nous consacrons sont à la fois des études statistique, dans les buts de contraindre
la dynamique galactique et la formation stellaires, et des mesures de paramètres stellaires fondamentaux,
dans le but de contraindre la physique stellaire et planétaire.
Statistique:
o Etude de la fonction de luminosité des étoiles de très faible masse et des naines brunes du disque
galactique.
o Recherche des étoiles et des naines brunes manquantes dans voisinage solaire.
o Etude de la statistique de multiplicité des étoiles de très faible masse et des naines brunes du
voisinage solaire.
o Construction de la fonction de masse des étoiles de très faible masse et des naines brunes du disque
galactique.
o Recherche et statistique des planètes extra-solaires autour des naines G et M.
Mesure de paramètres stellaires fondamentaux:
o Mesures de masses de naines M et établissement des relations masse-luminosité des étoiles de très
faible masse.
o Etudes spectroscopiques des naines M très tardives et des naines L.
6.3.2 Recherche de naines brunes du champ et fonction de luminosité avec DENIS
La première étape, pour déterminer la fonction de luminosité comme pour caractériser finement les étoiles de
très faible masse et les naines brunes, est la constitution d’un échantillon. Pour cela nous participons au
relevés grand champ dans l’infrarouge DENIS. Nous avons montré précédemment que ce relevé était très
sensible aux naines brunes du champ en découvrant une nouvelle population stellaire (constituée d’étoiles de
très faible masse et de naines brunes): les naines L (Delfosse et al. 1997; Martín et al. 1997). Depuis 1998 le
“pipeline” de traitement des données de DENIS (géographiquement situé à l’Institut d’Astrophysique de Paris
(PDAC)) produit les catalogues. Nous avons participé aux tests de qualification de cette base de données et
nous avons mis au point un jeu de critères de séparation objets/artefacts utilisant notamment la corrélation
entre un modèle de PSF et l’objet, ainsi que la cohérence entre les magnitudes mesurées dans différentes
ouvertures.
Ces critères ont été utilisés pour rechercher des candidats étoiles de très faible masse et naines brunes du
champ dans plus de 5000 degrés carrés de DENIS. Un échantillon de 300 objets plus tardifs que le type
spectral M8 (étoile et naines brunes de masse inférieure à 0.09 masses solaires) a ainsi été constitué (figure
1), il est constitué au tiers de naines L.
Une fonction de luminosité préliminaire a été déduite de cet échantillon (Delfosse et Forveille 2001,
comptes-rendus de la semaine de la SF2A; figure 2). Il reste cependant à finaliser la qualification
spectroscopique de cet échantillon avant de pouvoir produire la fonction de luminosité définitive.
Cet échantillon est également la cible d’un programme de recherche de compagnons de naines M très
tardives et de naines L.
6.3.3 Suivi spectroscopique des naines L
Dans le cadre de collaboration avec Eduardo Martín (Université de Hawaii) et Gibor Basri nous effectuons le
suivi spectroscopique en visible et infrarouge des objets que nous détectons avec DENIS. Nous avons d’ors et
déjà obtenue des spectres pour une cinquantaine des nouveau objets DENIS, ils permettent dans un premier
temps de confirmer le statut de naine rouge ou brune: il s’avère que l’intégralité de notre échantillon,
sélectionné sur des critères photométrique, est bien constitué de ces objets de très faible masse. Environ un
tiers d’entre eux sont des naines L.
Grace aux spectres obtenues en hautes résolution spectrale Nous mettons en évidence des indicateurs très
sensibles de température et de gravité, tels que les raies du Cesium ou du Rubidium, que nous calibrons via
92

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
les modèles d’atmosphère de France Allard de l’ENS-Lyon (Basri et al. 2000).Nous avons par ailleurs
proposé une séquence de classification spectrale des naines L à partir de spectres à basse résolution (Martín
et al. 1999).
Figure 1: Diagramme couleur-couleur (Données DENIS)
Figure 2: Fonction de luminosité (Données DENIS).
6.3.4 Etoiles du voisinage solaire avec DENIS
Une grande part de notre connaissance de la physique stellaire repose sur l’étude des étoiles du voisinage
solaire. Comme objets individuels ce sont les représentant les plus lumineux de leur type spectral et donc les
plus évident à étudier. En tant que population stellaire, le voisinage solaire est considéré comme représentatif
du disque galactique et est à la base de l’essentiel des études statistiques (cinématique, distribution des
93

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
métallicités, statistique de multiplicité, etc...). Mais pour cela encore faut-il que l’échantillon des étoile du
voisinage solaire soit complet. Ce n’est malheureusement pas le cas, même à des distances très proches.
Henry et al. (1997), par exemple, montre que environ 130 systèmes sont manquant dans une sphère de 10pc.
Nous entreprenons une recherche systématique des ces systèmes manquants en utilisant les données
photométriques de DENIS pour extraire les naines possédant une parallaxe photométrique inférieure à 30pc.
Nous collaborons avec l’Observatoire de Paris (J. Guibert, N. Phan-Bao et F. Crifo) pour obtenir leur
mouvement propre via d’anciennes plaques de Schmidt scannées par la MAMA. Ceux-ci permettent de
séparer les naines proches, possédant de grands mouvements propres, des étoiles géantes de même couleur,
mais beaucoup plus lointaines, et ayant donc des mouvements propres faibles.
Figure 3: Détection de mouvements propres (Données SRC, ESO et DENIS)
Les premiers résultats de cette étude sont la découverte d’une naine M9 à seulement 4 pc (DENIS-P
J104814.7-395606.1; Delfosse et al. 2001, voir aussi la figure 3) ce qui la place aux alentour de notre 20-
30 ième plus proche voisin. Nous avons également mis en évidence 30 autres nouvelles naines M du voisinage
solaires situées entre 15 et 30 pc (Phan-Bao et al. 2001, A&A sous presse).
6.3.5 Statistique de multiplicité des naines M
La statistique de multiplicité des étoiles apporte des contraintes fondamentales sur les scénarios de formation
stellaire (voir par exemple I.A. Bonnell 2001, dans les comptes rendus de l’école de Goutelas). Ceux-ci
devant reproduire les proportions relatives de systèmes simples, doubles, et multiples, ainsi que la fonction
de distribution des éléments orbitaux et leurs corrélations. Cette donnée est également fondamental pour
l’obtention de la fonction de luminosité (et donc pour celle de la fonction de masse) à partir des comptages
grand champ tels que ceux que nous effectuons avec DENIS. Ces comptages ne séparent pas les étoiles
binaires serrées, ce qui introduit un biais dans la fonction de luminosité qui dépend à la fois de la proportion
de systèmes binaires et de la distribution du rapport entre les masses des deux composantes.
Alors que la statistique de binarité est maintenant bien déterminée pour les naines G (Duquennoy et Mayor,
1991) et K (Halbwachs, Mayor et Udry, 1998), il n’en est pas de même pour les naines M. Une information
raisonnablement complète sur la multiplicité n’est disponible que pour le (petit) échantillon des naines M à
moins de 5 pc. (Henry and McCarthy, 1990; Leinert et al. 1997). Depuis 1996 nous menons une étude
observationnelle de recherche systématique de compagnons autour des naines M du voisinage solaire en
couplant mesure de vitesse radiale à haute précision (avec ELODIE sur le télescope de 1.93-m de l’OHP)
sensible aux périodes courtes et mesure angulaire avec un système d’optique adaptative (PUE'O sur le CFHT)
sensible aux périodes plus longues. Nous avons ainsi la certitude de pouvoir détecter toutes les périodes (voir
Delfosse et al. 1999). Nous avons découvert un nombre substantiel de nouveaux systèmes multiples, à moins
de 9 pc (Delfosse et al. 1999; Beuzit et al. 2001).
Une analyse par simulation Monte Carlo des biais de détection (Marchal 2001, stage de DEA) montre qu’ils
sont relativement faibles et donc facilement corrigés. Marchal et al. 2002 (en préparation) montre que le taux
de multiplicité des naines M est autour de 30% et est donc considérablement plus faible que pour les naines
G. Nous déterminons pour la première fois les distributions des éléments orbitaux pour les systèmes
multiples dont la primaire est une naines M.
94

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
6.3.6 Relation masse-luminosité
L’étude des systèmes binaires est l’unique méthode de mesure directe des masses des étoiles, et elle est donc
fondamentale pour la construction de la relation masse-luminosité. Cette relation est à la fois fondamentale
pour contraindre les modèles de physique stellaires (masses et luminosité étant les deux principales
caractéristiques des étoiles), mais également pour construire la fonction de masse qui est obtenue en
combinant fonction de luminosité (corrigée des biais de binarité) et relation masse-luminosité.
Figure 4: Relation masse-luminosité en V (Sur la base de données obtenues à l’OHP, l’ESO et au CFHT).
Figure 5: Relation masse-luminosité en K
Dans la gamme des masses inférieures à 0.5 M o cette relation (cf. Henry et McCarthy, 1993; Henry et al.
1999) n’était récemment déterminée que par une quinzaine de mesures peu précises. En couplant un suivi en
imagerie infrarouge à haute résolution (optique adaptative) avec des mesures ELODIE de naines M nous
avons déterminer une quinzaine de masses avec une grande précision (de 0.5% à 5%) (Forveille et al. 1999;
95

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Delfosse et al. 1999; Ségransan et al. 2000) et nous avons pu établir la relation masse-luminosité des étoiles
de très faible masse avec une précision encore jamais atteinte (Delfosse et al. 2000).
Les contraintes ainsi apportées sont précieuses pour les modèles théoriques: l’accord avec les modèles du
groupe théorique de l’ENS Lyon (Allard, Baraffe et Chabrier) est excellent en infrarouge, mais des
désaccords de ∼0.5 mag apparaissent en visible. Cela valide de manière générale les modèles de ce groupe,
mais montre que des améliorations locales doivent être apportées pour mieux décrire le flux visible. Nous
montrons également qu’une dispersion importante existe dans cette relation pour la bande visible. Celle ci est
due à la métallicité, et pour aller plus loin il est maintenant nécessaire de construire une relation massemétallicité-luminosité.
6.3.7 Planètes extra-solaires
La majorité des programmes de recherche de planètes extrasolaires ont pour cibles des objets en orbites
autour de naines G-K, pour la simple raison que ces étoiles sont plus brillantes que les naines M et qu’il est
donc plus aisé (et moins coûteux en temps d’observation) d’en obtenir des mesures de vitesse radiale à très
haute précision. Cependant nous avons récemment découvert la première planète en orbite autour d’une
naine M (Gl 876; Delfosse et al. 1998), qui demeure à cette date la seule détectée. Elle indique clairement
que des planètes se forment aussi autour des étoiles de très faible masse. Les naines M représentant la
population majoritaire de la galaxie, il est probable que la majorité des planètes de la Galaxie soient en orbite
autour de tels objets.
Figure 6: Mouvement réflexe dû à la planète jupitérienne de Gl 876 (Données obtenues avec ELODIE à l’OHP et
avec CORALIE).
Les mesures de vitesses radiales que nous effectuons avec ELODIE depuis 1996, sur les naines M du
voisinage solaire, ont une précision suffisante sur un sous-échantillon d’environ 50 objets pour détecter des
planètes extra-solaires. En plus de Gl 876, une fraction significative de l’échantillon montre une dispersion
des mesures de vitesse radiales de l’ordre de 50 à 100 m/s, très nettement supérieure à nos erreurs de mesure.
Cette dispersion peut s’expliquer soit par la présence d’une planète géante de période courte, soit par une
variabilité intrinsèque due à l’activité magnétique de l’étoile. Nous multiplions nos mesures sur ces objets
pour rechercher des périodicités.
Deux d’entre nous (C. P. et J.L. B.) sont également impliqués dans les programmes de recherche de planètes
extra-solaires autour des naines G menés à l’Observatoire de Haute Provence. Le LAOG est associé à la
découverte de 10 de ces planètes (Naef et al. 2001; Mazeh et al. 2000), à la première détection
photométrique d'un transit d'une planète devant son étoile (Mazeh et al. 2000) et à sa première détection
spectroscopique (Queloz et al. 2000).
96

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
6.3.8 Instrumentations
Ce thème de recherche pousse à leurs limites les performances des instruments les plus modernes,
notamment dans les domaines de la haute résolution angulaire et des observations grand champ. Nous
sommes donc fortement liés aux activités instrumentales du laboratoire, que cela soit pour utiliser ces
instruments, mais aussi pour les développer. Nous pouvons notamment noter la grande implication de Jean
Luc Beuzit dans NAOS et WIRCAM, celles de Thierry Forveille et Christian Perrier dans NAOS et AMBER et
celle de Xavier Delfosse dans le JMMC.
6.4 Prospective
Notre prospective à 4 ans est centrée sur quelques buts qui sont: (1) obtenir des sondages plus profonds des
naines brunes permettant à la fois de détecter des naines brunes plus froides et de sonder des populations
galactiques autres que celle du disque; (2) étendre nos analyses de l’étude de la relation masse-luminosité à
la métallicité; (3) prolonger la relation masse-luminosité aux naines brunes; (4) améliorer la statistique de
multiplicité des naines M et établir celle des naines L; (5) étendre nos recherches de systèmes planétaires.
Les points (1) à (4) nous permettront à terme de déterminer la fonction de masse jusqu’aux naines brunes
dans le disque galactique.
6.4.1 Naines brunes du champ avec DENIS
Environ la moitié de la surface du relevé DENIS a été aujourd’hui utilisé pour rechercher les naines M très
tardives et naines L du champ. Nous prévoyons de rapidement exploiter tous le relevé et de constituer un
échantillon complet de ces objets dans l’hémisphère Sud et plus brillant que I=18.Nous le validerons avec un
suivi spectroscopique mené en collaboration avec Eduardo Martín (Université de Hawaii). Cet échantillon
sera à la base de nombreuses études statistiques. Une fois validé il permettra notamment la détermination
définitive de la fonction de luminosité des étoiles de très faible masse et naines brunes les plus chaudes
(jusqu’à T eff ~1600 K) du disque galactique. Il sera également un échantillon privilégié pour des études de
binarité (voir plus bas).
6.4.2 Naines brunes du champ avec les relevés très profond
Les relevés actuels (DENIS, 2MASS, SLOAN) feront un excellent inventaire du proche voisinage solaire
jusqu’à des distances d’environ 50 pc pour les naines L et 10 pc pour les naines à méthane plus chaudes que
1000 K. L’échantillon devrait alors être constitué de quelques centaines de naines L et de quelques dizaines
de naines à méthane “chaudes”.Leur distance limite de détection pour des objets un peu plus froids devient
par contre rapidement négligeable, et ils n’en découvriront vraisemblablement aucun. Ces relevés ne
permettront donc pas de détecter (et donc de caractériser physiquement) des naines brunes plus froides que
∼800K, ni de mesurer la fonction de luminosité des naines à méthane. Ils ne donneront pas non plus accès à
la distribution spatiale des naines brunes dans notre Galaxie. Des relevés plus profonds seront nécessaire
pour cela.
Nous nous impliquons dans ces relevés ultra-profond (du type de MAGAPRIME) qui permettront de remplir
les objectifs suivant:
• Détections et caractérisations de naines brunes très froides (T eff < 800 K)
• Statistique des naines brunes à méthane
• Distribution des naines brunes dans les déférentes composantes de la Galaxie (disque mince, disque
épais, sphéroïde)
6.4.3 Systèmes multiples de très faible masse: étude de la relation masse luminosité
Comme discuté dans le bilan d’activité, il est maintenant nécessaire d’étudier la relation dans le visible non
plus comme une simple relation masse-luminosité mais comme une relation masse-métallicité-luminosité.
Cela nécessite un plus grand nombre de mesures de masses pour qu’elles soient échantillonnées non
seulement en luminosité mais également en métallicité. Nous allons étendre nos recherche de systèmes
97

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
binaires à l’hémisphère sud en couplant des observations vitesse radiale (en utilisant FEROS sur le télescope
de 1.5m ESO) et optique adaptative (avec NAOS sur le VLT). Nous allons également entreprendre des
mesures angulaires de binaires de très courte période avec le spectro-imageur AMBER sur le VLTI. Cela nous
permettra d’augmenter le nombre de système multiples qui pourront nous fournir à terme des mesures de
masse.
Il est également nécessaire de mesurer les métallicité des étoiles pour lesquels des masses précises ont déjà
été obtenues. Cela sera fait en couplant des spectres obtenus avec le HST ou avec GRIF (sur le CFHT) et une
analyse fine des spectres menée en collaboration avec France Allard de l’ENS Lyon.
6.4.4 Systèmes multiples de très faible masse: statistique de multiplicité des naines M
Nous venons d’obtenir pour la première fois la statistique de multiplicité des naines M (Marchal 2001, stage
de DEA; Marchal et al. 2002, en préparation pour A&A). Cependant les distributions des éléments orbitaux
sont encore très largement incertains et ne permettent pas de contraindre avec toute la précision souhaitée les
modèles de formation stellaire. Il est nécessaire d’augmenter notre statistique. L’observation, citée dans la
partie précédente, d’un échantillon de naines M plus important (tout les objets à moins de 12 pc)
conjointement avec FEROS et NAOS nous permettra d’obtenir cette amélioration de la statistique.
6.4.5 Systèmes multiples de très faible masse: statistique de multiplicité des naines L
La suite logique de cette étude sur la binarité des naines M est l’étude des systèmes multiples dont la
primaire est une naine L. Les buts sont triples: (1) détections de compagnons très faibles (naines brunes
froides et planètes), (2) statistique de binarité des naines brunes, (3) mesure de masse dynamique de naines
brunes, et relation masse-âge-luminosité des objets substellaires.
L’échantillon de naines L que nous construisons avec DENIS est un échantillon privilégié pour cette étude,
car complet jusqu’à la magnitude I=18. Nous entreprendrons ce travail via de l’imagerie infra-rouge
classique permettant de détecter les systèmes multiples de large séparation et via l’utilisation du système
d’optique adaptative NAOS du VLT (équipé d’un senseur de front d’onde infrarouge indispensable pour
asservir sur ces objets extrêmement rouge) pour étudier les systèmes doubles de plus courte périodes. Nous
pensons également mettre en place un programme de mesures de binaires L en interférométrie avec AMBER
sur le VLTI et/ou avec OHANA à Hawaii de manière à avoir des éléments statistiques sur l’occurrence des
systèmes de très courtes périodes.
6.4.6 Systèmes planétaires autour des naines M
Comme précisé dans le bilan d’activité, des planètes existent autour de naines M (Delfosse et al. 1998). Ces
étoiles étant majoritaires dans la Galaxie, il est fondamental de s’intéresser à leurs systèmes planétaires.
Le spectrographe FEROS (sur le télescope de 1.5m de l’ESO) est un instrument très bien adapté aux mesures
de vitesses radiales des naines M, notamment grâce à sa couverture spectrale étendue dans le rouge jusqu’à
pratiquement 1µm. Nous entreprenons un programme de mesures de vitesse radiale de plus de 200 naines M
avec cet instrument, la recherche de planètes extra-solaires en est un des objectifs premiers.
6.4.7 Systèmes planétaires autour des naines G
Le collaboration avec l’Observatoire de Genève sur la recherche de planète extra-solaire autour des naines G
via des mesures de vitesses radiales avec ELODIE devrait se prolonger. Plus ambitieusement, nous prévoyons
de mettre sur place un programme utilisant le spectro-imageur AMBER sur le VLTI destiné à détecter
directement le signal de planètes de type Jupiter chaud autour de naines G. Nous avons démontré que cet
objectif est très délicat à obtenir (Ségransan 2001, Thèse; Ségransan et al . 2002, en préparation) mais est
possible. Une méthodologie spécifique de traitement des données interférométriques a été défini pour cet
objectif ambitieux et sera mis en application dans les années à venir.
98

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
6.4.8 Données stellaires fondamentales
En plus des mesures de masses, de luminosité et de métallicité de naines M et naines L déjà explicités, nous
allons entreprendre un programme de mesures de rayons stellaires de naines M et de naines L en utilisant les
interféromètres VLTI et OHANA. Seulement 4 rayons d’étoiles de masse inférieure à 0.6 M o sont aujourd’hui
connus (les composantes des deux binaires à éclipses CM Dra et YY Gem), limitant fortement les
comparaisons entre les modèles stellaires et les mesures.
99

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
7 Disques protoplanétaires
Composition de la thématique: Anne Dutrey, Vincent Pietu (étudiant).
A. Dutrey est arrivée au laboratoire courant 2001, en fin de détachement à l’IRAM.
Dans un disque protoplanétaire, contrairement aux disques planétaires, le gaz (essentiellement H 2 ) et la
poussière sont d’origine primaire, c’est-à-dire qu’ils sont des résidus du nuage moléculaire qui a formé
l’étoile centrale qui est déjà visible et âgée de quelques millions d’années. Le matériel a cependant un peu
évolué en terme d’abondances pour le gaz (Dutrey et al. 1997) ou de propriétés physiques (poussières) par
rapport à un nuage moléculaire.
Chauffés par l’étoile centrale, les disques protoplanétaires rencontrés autour des étoiles Pré-Séquence-
Principale (PMS) de faibles masses (étoile T Tauri entre 0.5 et 2.0 mais aussi Herbig Ae jusqu’à 2.5-3 ) sont
des disques froids qui rayonnent pour l’essentiel dans le domaine millimétrique et submillimétrique (de
l’ordre de 30 K à r=100 UA, pour une T Tauri, valeur mesurée à partir des observations interferométriques
résolues de la raie de CO J=2-1, voir par exemple l’étude des propriétés physiques du disque de GM Auriga
(CTT), par Dutrey et al. 1998). Seule la région très centrale (10-20 UA), en partie chauffée par accrétion
visqueuse, est chaude. Cette région du disque sera le domaine de prédilection du VLTI (MIDI et AMBER (voir
aussi “EJDJ” en section D-5). Ce dernier point est encore illustré par la figure 1 qui est une vue d’ensemble
d’un disque protoplanétaire associé à une T Tauri de l’ordre du million d’années: elle montre quelles sont les
différentes régions sondées en fonction des différentes méthodes d’observation et des longueurs d’ondes,
illustrant la nécessité des différentes approches si on veut comprendre les processus physiques menant à la
formation planétaire.
Avec des rayons externes de l’ordre de R ext ∼200-1000 UA, il est bon de rappeler que nombre de ces disques
sont grands et que, 80 % de la masse environ se trouvant à l’extérieur des 50 UA centrales, c’est le domaine
millimétrique qui trace le réservoir de masse de ces disques, susceptibles de former des systèmes planétaires.
Ainsi, l’étude des disques protoplanétaires apparaît à l’interface de la formation stellaire proprement dite
(voir “EJDJ”) et de la phase ultérieure correspondant aux disques de débris (voir “DP2G” en section 8)
alors que l’étoile est très proche de la Séquence Principale.
7.1 Bilan
Compte-tenu de l’arrivée récente de A. Dutrey au laboratoire, ce bilan sur les années 1998 à 2001 prend en
compte son séjour à l’IRAM.
Aujourd’hui, l’interférométrie millimétrique permet les premières analyses quantitatives et caractérisations
des propriétés physiques et chimiques de la région externe (r > 50 UA) des disques protoplanétaires.
Une part significative des travaux présentés ici ont été obtenus tandis que Anne Dutrey était encore détachée
à l’IRAM Grenoble (réintégration du LAOG en janvier 2001) et travaillait alors en partie avec Gilles Duvert
et François Ménard (cf. “ EJDJ”). Ils sont cependant présentés ici pour des raisons de cohérence globale des
travaux des chercheurs concernés.
Ses collaborateurs principaux sont Stéphane Guilloteau (IRAM), Frédéric Gueth (IRAM), Michael Simon
(SUNY, USA), Emmanuel Dartois (IAS) et plus récemment Hervé Beust et Claudine Kahane (LAOG).
Ces résultats ont été présentés par A. Dutrey lors de diverses revues ou conférences invitées dans des
symposiums IAU (1999: IAU 197; 2000: IAU 200) et/ou colloques internationaux (parmi lesquels:
Washington 1999 “Science with ALMA”, Tenerife 2000 “ Disks, Planetesimals, and Planets”).
• 1997/1998: Imagerie (millimétrique, NIR: Duvert et al. 1998 et Close et al. 1998) du second disque
circumbinaire keplerien autour de la binaire UY Auriga. Ce disque dont l’existence était fortement
soupçonnée dès 1994 n’a pu être mis en évidence qu’avec l’arrivée des récepteurs bi-fréquences à Bure
(sensibilité et résolution accrues). Dans le même temps, en collaboration avec le groupe de F. Roddier
(Université de Hawaii, USA), l’anneau a été imagé en lumière diffusée en proche infrarouge (infrarouge)
avec le CFHT muni du système d’optique adaptative de l’université de Hawaii.
100

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
Figure 1: Représentation schématique d’un disque protoplanétaire entourant une étoile de type T Tauri située à
la distance de 150 pc. Par comparaison avec notre système solaire, la place approximative des premiers objets
de la ceinture de Kuiper est mentionnée. Ce diagramme montre quelles sont les régions sondées par les grands
télescopes actuels et à venir, mettant clairement en lumière la complémentarité des observations et analyses en
optique et millimétrique.
Figure 3: Cette image schématique d’un disque de T Tauri situé à 150 pc montre quelles sont les informations
qu’un interféromètre millimétrique permet d’obtenir aujourd’hui (cf. Dutrey et al. 1999, symposium IAU 197).
101

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Figure 2: Carte canal à canal de l’émission 12 CO J=2-1 de disques protoplanétaires entourant des étoiles de
Type T Tauri et Herbig Ae (MWC480), à partir d’observations IRAM (Simon, Dutrey et Guilloteau 2000).Les
canaux font apparaître des mouvements d’ensemble caractéristiques de la rotation keplerienne.
• 1998: Mise au point d’une méthode de comparaison entre cartes de CO J=1-0 ou J=2-1 observées et
modèles par minimisation (χ 2 ). Application au cas de la T Tauri DM Tau (Guilloteau & Dutrey 1998).
Cette méthode permet la mesure directe de la masse stellaire avec une précision de 10 % (sans prendre en
compte l’incertitude sur la distance), voir encore Simon et al. 2000.
• 1998: Analyse des propriétés du disque keplerien entourant GM Aur à partir d’observations CO J=2-1
provenant de Bure (Dutrey et al. 1998).
• 1999: Analyse 13CO J=2-1 et continuum à 1.3mm des propriétés physiques du disque circumbinaire
entourant la binaire T Tauri GG Tau. Confirmation avec une meilleure résolution spatiale du modèle de
1994 (Dutrey et al. 1994). Les images résolues de l’anneau font apparaître que 80 % de la masse est
contenue dans un anneau de 80 UA de large. L’épaisseur de l’anneau explique le décentrement apparent
de l’étoile par rapport à la lumière diffusée (Guilloteau et al. 1999). La présence de cet anneau fin peut
s’expliquer par l’existence de la seconde binaire qui confine le disque autour de la binaire principale. Le
système de GG Tau est donc vraisemblablement un vrai système quadruple. Ce résultat récent (2001) est
le fruit d’une collaboration avec H. Beust qui a utilisé son code N-corps pour simuler le système
quadruple + l’anneau circumbinaire. Un papier est en cours (Beust et al. 2002). Les images 12 CO J=2-1
de l’interféromètre de l’IRAM ont de plus permis de détecter une composante gazeuse à l’intérieur de
l’anneau circumbinaire de GG Tau (résultat préliminaire présenté en 2000 au symposium IAU 200). La
102

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
présence de gaz dans la zone instable par effet de marée permet d’estimer le taux de transfert de masse
de l’anneau circumbinaire aux disques internes (Dutrey et al. 2002 en préparation).
• 2000: Recherche de disques externes autour de WTTs (à r > 50 UA), l’idée est de vérifier que le
réservoir de matière (donné par les observations millimétriques) autour des WTTs disparaît bien en
même temps que l’excès infrarouge et les traceurs optiques de l’accrétion. Pas de détection, sauf pour
LkCa15, mal classée dans les WTTs, autour duquel nous détectons un disque de CO et de poussières
similaire à ceux rencontrés autour de CTTs. Ceci conforte bien l’idée de la disparition “simultanée” du
disque interne (infrarouge, optique) et externe (millimétrique) (Duvert et al. 2000).
• 2000: Mesures des masses stellaires à partir de la détermination de la masse dynamique de CO sur un
échantillon d’environ 10 T Tauri. Comparaison aux tracés des modèles d’évolution stellaire PMS (Simon
et al. 2000). La figure 2 présente les cartes 12 CO J=2-1 de quelques uns des disques observés.
• 2000-2001: Première analyse du gradient vertical de température dans le disque externe de DM Tau.
Extension de la méthode présentée dans Guilloteau et Dutrey 1998 à une analyse multi-isotopes, multitransitions
de CO ( 12 CO, 13 CO et O 18 C). L’idée est d’utiliser les transitions associées aux isotopes rares
de CO pour sonder non pas la surface du disque (comme le permet la transition de 2 CO J=2-1 ou J=1-0)
mais les régions plus internes dont le plan du disque et remonter ainsi au gradient de température
vertical. Cette méthode, mise au point sur DM Tau, montre l’existence d’un plateau de température au
niveau du plan du disque (de l’ordre de 10–15 K) alors que la surface CO est plus chaude (30 K environ
à 2-3 échelles de hauteur). A noter que la valeur de la température et son gradient conditionne toute la
chimie du disque et l’existence des différentes espèces rencontrées en phase gazeuse. Outre la
confirmation des prédictions théoriques, ce travail est donc aussi un travail préparatoire à la
compréhension de la chimie des disques (Dartois et al. 2002, soumis).
2001: Analyse des propriétés du disque de BP Tau. Ce disque, bien que associé à une CTT typique, est en
train de dissiper son gaz et sa poussière primaires. Contrairement à tous les disques protoplanétaires où
l’émission 12 CO J=2-1 apparaît très optiquement épaisse, la transition J=2-1 de l’isotope principal de CO
(observée avec l’interféromètre de Bure) est ici optiquement mince (Dutrey et al. 2002, soumis). Ce disque,
unique aujourd’hui, appartient à une classe d’objets difficiles à observer pour des raisons de sensibilité. De
tels objets seront facilement observables avec ALMA qui permettra de comprendre comment on passe des
disques protoplanétaires, formés de gaz et de poussières résidus du nuage moléculaire qui a formé l’étoile
centrale aux disques planétaires tels que celui de Beta Pic. Cette phase apparaît comme l’une des clefs pour
comprendre la formation des systèmes planétaires.
7.2 Prospective
Concernant le domaine millimétrique, les buts sont de caractériser les propriétés physico-chimiques des
disques externes (à r ≈ 50 UA). Pour des raisons de sensibilité, les données millimétriques actuelles ne sont
pas sensibles aux 50-100 UA centrales: l’étude de ces régions sera le domaine de ALMA. La limitation en
sensibilité des interféromètre actuels et le type d’information qu’ils permettent d’obtenir sont illustrés par la
figure 3.
7.2.1 Préparer la venue de ALMA
ALMA, premier interféromètre imageur, permettra de cartographier les disques protoplanétaires dans la
région interne où se forment les planètes. Par exemple, avec une résolution de l’ordre de 4 UA à 230 GHz, il
permettra de mettre en évidence les sillons crées dans les disques par des “proto-planètes” orbitant autour de
T Tauri situées à 150 pc.
Sa sensibilité permettra encore de réaliser les premières études statistiquement significatives des propriétés
millimétriques et sub-mmillimétriques des disques protoplanétaires, y compris dans des régions de formation
d’étoiles plus éloignées telle que Orion.
Pour préparer la venue de ALMA sur le sujet de la formation des systèmes planétaires, il faut former des
étudiants à l’interférométrie millimétrique, tant à l’analyse et interprétation des données qu‘à la
compréhension et l’utilisation d’un interféromètre millimétrique. C’est dans cet esprit qu’a démarrée en
septembre 2001 la thèse de Vincent Pietu (co-direction A. Dutrey et C. Kahane).
103

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
La stratégie à moyen terme est de contraindre la distribution de masse des disques circumstellaires par
mesure directe de la densité de H 2 , via l’excitation des raies moléculaires. Un premier résultat a été obtenu
dans ce sens en 1997 (Dutrey et al. 1997, AA 317, L55), mais uniquement à l’aide d’observations non
résolues spatialement au 30m. Il s’agit maintenant de développer un code de transfert radiatif approprié pour
l’analyse des cartes de raies moléculaires (Plateau de Bure, puis ALMA) dans le cadre de la thèse de V. Pietu
en développant conjointement les méthodes d’ajustement automatiques aux observations. Ce travail suppose
aussi un progrès dans la connaissance des taux d’excitation collisionnelle de certaines molécules simples
(CN, HCN...). Il va de pair avec une compréhension des abondances chimiques pour distinguer les effets
d’excitations des effets de variations d’abondance.
Dans cet esprit, il faut signaler la formation en 2001 d’un groupe de collaboration entre astrochimistes
théoriciens (G. Pineau des Forêts, E. Roueff et P. Hily-Blant) et observateurs (A. Dutrey, S. Guilloteau, C.
Kahane, F. Gueth et V. Pietu). Le travail de ce groupe, qui s’est réuni plusieurs fois en 2001, est de
caractériser les processus chimiques dominants des disques en utilisant les instruments millimétriques
actuels.
7.2.2 Du disque externe au disque interne
Il est aussi important de commencer dès aujourd’hui à “extrapoler” aux disques internes les contraintes
actuelles données par les observations millimétriques et qui caractérisent les disques externes. Pour cela, la
comparaison des données millimétriques avec les résultats provenant d’interféromètres optiques est
nécessaire et le restera avec ALMA (voir encore figure 1). Dans cet esprit, Anne Dutrey collabore avec Bruno
Lopez (observatoire de Nice) et Gilles Niccolini (étudiant en thèse à Nice). L’idée principale est d’utiliser
MIDI couplé à un code de transfert radiatif de la poussière (code de B. Lopez modifié par G. Niccolini dans
le cadre de sa thèse) pour essayer de caractériser les propriétés de quelques disques bien connus en
millimétrique, des disques externes (millimétrique) aux disques internes (tracé par le domaine infrarouge).
Finalement, la formation planétaire étant naturellement à l’interface de plusieurs disciplines de
l’astrophysique, il faut mentionner ici la mise en place sous l’impulsion de Anne Dutrey, Anne-Marie
Lagrange et Daniel Gautier d’un atelier inter-disciplinaire intitulé: “Formation des systèmes stellaires et
planétaires”. Les deux premiers ateliers (octobre 1999 et octobre 2000, à Paris) ont remporté un vif succès
(voir 12 ). Le prochain atelier devrait avoir lieu à Paris en février 2002.
12 http://www-LAOG.obs.ujf-grenoble.fr/ dutrey/pnp-asps.html
104

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
8 Disques planétaires
8.1 Composition de l’équipe
• Permanents: H. Beust (CNAP), A.M. Lagrange (CNRS), D. Mouillet (UJF; en délégation depuis sept.
2001 à Tarbes), et J.L. Beuzit (aussi dans l'équipe « ES ») à temps partiel,
• Thésitifs encadrés entre 1998 et 2001: P. Corporon (thèse soutenue en 1999; parti dans l’industrie); J.C.
Augereau (thèse soutenue en 2000; post-doc 2000-2001 au CEA), C. Karmann (depuis 1999); G.
Chauvin (depuis sept. 2000),
• Autres: environ 3 étudiants de Maîtrise, DEA, grandes écoles chaque année, universités étrangères.
8.2 Introduction
Les activités de l’équipe s’articulent autour d’un thème astrophysique, celui des disques planétaires. Ces
disques que nous avons aussi appelés disques de seconde génération, ou disques débris sont constitués au
moins en partie de poussières et/ou de gaz dont la durée de vie est sensiblement inférieure à l’âge de l’étoile.
On les conçoit maintenant comme des résidus de la formation des systèmes planétaires, leurs constituants
(gaz, poussières) résultant de processus de collisions ou d’évaporation de corps plus gros (grains,
planétésimaux, comètes). Des planètes peuvent a priori être déjà formées dans de tels systèmes. Ces derniers
sont donc les traceurs (les seuls connus à ce jour) d’un stade d’évolution jusque là non contraint par des
observations des systèmes planétaires. Leur étude donne des indications indirectes sur la distribution de
masse (grains, comètes, planétésimaux, planètes) dans les systèmes individuels, mais aussi sur les processus
de formation et surtout d’évolution (échelles de temps, formation ou non de planètes, lien avec les propriétés
stellaires) des systèmes planétaires en général.
Les plus jeunes de ces disques sont situés en fin de stade Pré Séquence Principale (PSP). Ces disques
optiquement minces sont cependant différents des disques autour des étoiles T Tauri classiques, optiquement
épais et au sein desquels les processus de chauffage liés à l’accrétion jouent un rôle important. A l’autre bout
de l’échelle de temps, les systèmes beaucoup plus évolués comme le nôtre ou ceux découverts par vitesses
radiales contiennent aussi, au moins pour certains, des poussières de seconde génération.
Notre approche se décline sous divers aspects: instrumentaux, observationnels et théoriques. Ces aspects sont
très différents mais très complémentaires et ils servent tous la même logique astrophysique. Notre approche
instrumentale est liée à la haute résolution angulaire (conception, réalisation, prospective). L’approche
observationnelle des disques fait appel aux techniques de haute résolution angulaire (optique adaptative,
spatial) et à la spectroscopie haute résolution (UV, visible, infrarouge, radio). Dans ce cadre, des
collaborations ont été développées avec des membres des équipes « EJDJ » et « OTFM».La modélisation
du gaz et celle de la poussière est à la fois dynamique (planétésimaux, comètes, poussières) et physique
(propriétés physico-chimiques des grains). Des interactions fortes pour la modélisation existent donc avec les
collègues spécialistes de la formation et des petits corps du Système Solaire.
Nous indiquons ci-après les résultats importants obtenus entre 1998 et 2001, ainsi que nos projets à 4 ans.
8.3 Faits saillants
• Phénomène FEB (évaporation cométaire) dans les étoiles à disques:
o β Pictoris: étude de la dynamique des FEBs sous l’action de planètes et comparaison aux
observations; contraintes sur les caractéristiques des planètes et la nature physique des FEBs,
o autres étoiles: détectabilité du phénomène FEB dans les étoiles de Herbig: les vents gênent (voire
empêchent) la détection; application au cas de HD 100546 (observations HST, simulations)
• Disques:
105

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
o détection de 2 nouveaux disques imagerie HRA; l’âge n’est pas le seul paramètre gouvernant
l’évolution des disques; la structuration observée semble indiquer la présence de perturbateurs
gravitationnels (planètes? ),
o la modélisation des observables (imagerie résolue, SED) donne les premières informations sur les
poussières. Les durées de vie de la poussière impliquent que des planétésimaux soient présents
autour d’une étoile âgée de 8 Myrs. Par ailleurs, l’âge n’est pas le seul paramètre gouvernant
l’évolution des systèmes,
o développement de modèles dynamiques des disques de planétésimaux sous l’action d’une planète et
produisant des poussières sensibles à la pression de radiation de l’étoile; appliquée à β Pictoris; cette
modélisation complète permet de reproduire les observables disponibles et en particulier des
asymétries jusque-là inexpliquées; contraintes sur les caractéristiques de la planète perturbatrice.
• Instrumentation:
o participation importante à des projets lourds liés aux TGEs: NAOS, AMBER,
o réflexion sur la prospective instrumentale liée à la haute résolution spatiale et à la haute dynamique.
8.4 Bilan d’activité
8.4.1 Comètes dans les disques de seconde génération
Les observations de variations spectrales dans les raies d’absorption d’éléments métalliques du spectre de
β:Pictoris ont été interprétées dès la fin des années 80 comme résultant du passage devant la ligne de visée
de petits objets de type cométaire ou astéroïdal, en évaporation au voisinage de l’étoile (FEBs pour Falling
Evaporating Bodies). Depuis, les observations et modélisations successives ont conforté ce scénario.
Récemment, la détection de CO avec HST (coll. IAP, Johns Hopkins, Baltimore) apporte une nouvelle
confirmation de la présence de comètes autour de l’étoile (Roberdge et al. 2000). Ces dernières années, des
progrès considérables ont été réalisés dans la compréhension de la dynamique de ces objets. Il semble
aujourd’hui acquis que ces objets star-grazers proviennent d’une zone située à quelques UA de l’étoile en
résonance de moyen mouvement (4: 1 et 3: 1) avec une planète géante de type Jovien (Beust & Morbidelli
1996,2000). Récemment, nous avons examiné le problème de la pérennité de ce phénomène. En effet, sans
mécanisme de remplissage, les résonances en question devraient se vider et le phénomène observé cesser.
Nous avons montré (Thébault & Beust 2001) que les collisions entre planétésimaux dans les régions
adjacentes aux résonances était un moyen de remplissage efficace et permettait de maintenir le phénomène
sur un âge comparable à celui de l’étoile, avec au passage un certain nombre de contraintes sur la densité de
planétésimaux dans le disque (élevée, mais comparable aux estimations pour le Système Solaire primordial),
et les caractéristiques de la planète (planète nécessairement Jovienne, en orbite à 5–20 UA de l’étoile (10 UA
étant typiquement une valeur convenable). Il est à noter que les modélisations des d’asymétries de brillance
du disque vu en lumière diffusée conduisent à des contraintes compatibles (Augereau et al. 2001b).
Par ailleurs, un effort s’est porté ces dernières années sur un meilleure compréhension des phénomènes liés à
l’évaporation des FEBs eux-mêmes. C’est l’objet du travail de thèse de Cyrille Karmann, en collaboration
étroite avec J. Klinger du laboratoire de planétologie de Grenoble, sur la base d’une application à la situation
de β:Pic de travaux antérieurs sur les comètes du Système Solaire. Les premiers résultats (Karmann et al.
2001) ont montré que les corps précurseurs de FEBs, en orbite à 4 ou 5 UA de l’étoile, ressemblent
probablement plus à des astéroïdes qu’à des comètes, avec peu ou pas de volatiles. Ceci au une importance
capitale sur l’observabilité des objets lorsqu’ils sont FEBs. Maintenant, sur la base d’une évolution
dynamique que nous connaissons, nous nous attachons à modéliser au mieux l’évaporation de ces objets au
voisinage immédiat de l’étoile (contrainte des taux comparés d’évaporation des volatiles et des réfractaires).
Par ailleurs, des observations diverses ont montré depuis des années dans le spectre d’étoiles de Herbig des
variations spectrales comparables à celles qui sont observées dans β:Pic. Ces variations avaient été
présentées comme dues aussi à un phénomène FEB. Les étoiles de Herbig sont en quelque sorte des
précurseurs de β:Pic, plus jeunes, et surtout possédant des vents stellaires importants. En adaptant notre code
de simulation à cette situation, nous avons montré que le vent stellaire rendait presque inobservables les
FEBs potentiellement présents dans cet environnement (Beust et al. 2001). L’hypothèse FEB pour des étoiles
de Herbig doit donc être avancée avec prudence. L’un des meilleurs candidats dans ce domaine est HD
100546, autour de laquelle on observe des variations de type FEB très convaincantes, où nous avons détecté
106

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
un disque de poussières (Augereau et al. 2001), et autour de laquelle un vent a été observé (Lagrange et al.
2001).
8.4.2 Disques de poussières
Pour comprendre l’évolution des systèmes planétaires, il est indispensable d’étudier de manière détaillée de
nombreux systèmes, dans des états d’évolution variés. Nous avons très tôt entrepris de rechercher en AO et
avec HST des disques autour des étoiles de la Séquence Principale et en fin de PSP.
Nos recherches passées autour des étoiles SP, comme celles d’autres collègues, n’ont pas eu de succès (si ce
n’est autour de β Pictoris ) sans doute parce que les disques sont très peu denses et constitués de gros grains.
Nous reprenons maintenant ces recherches avec de nouveaux instruments, plus performants (GRIF/PUE'O;
NAOS) en portant un effort particulier sur les étoiles de la SP avec un fort excès infrarouge d’une part et
d’autre part sur les étoiles à vitesses radiales présentant soit un faible excès infrarouge soit des dérives long
terme de vitesses radiales. Il s’agit dans ce dernier cas, abordé en collaboration avec M. Mayor (Observatoire
de Genève), de détecter, outre des disques, des compagnons de faible masse.
Nos recherches ont été plus fructueuses en direction des étoiles plus jeunes, puisque nous avons découvert ou
observé les trois seuls disques de seconde génération actuellement connus (coll. F. Ménard, LAOG). Ces
observations donnent d’ores et déjà des contraintes sur l’évolution des disques (voir ci-dessous).
Parallèlement à ces observations, nous avons développé et utilisé jusqu’ici avec succès un modèle de disque
optiquement mince, visant à reproduire les observables à disposition sur ces systèmes (SED, imagerie
résolue) à partir de distribution de grains de propriétés variées. Nous avons également développé en
collaboration avec J. Papaloizou (QMWC; Londres) un modèle dynamique, visant à reproduire les mêmes
observables, à partir d’une distribution non plus de grains mais cette fois-ci de planétésimaux perturbés par
une planète.
Disque autour de HR 4796
Avec le coronographie couplé à ADONIS, nous avons pu imager à la marge un disque de poussières autour de
l’étoile HR4796 âgée seulement de 8 Myrs (Augereau 1999). Ce disque a été imagé par ailleurs (Schneider et
al. 1999) avec un meilleur signal à bruit avec HST depuis. Nous avons effectué la modélisation la plus
détaillée à ce jour de ce disque en utilisant l’ensemble des contraintes observationnelles disponibles sur la
poussière (images, SED complète jusqu’au domaine millimétrique). De cette étude, il ressort des contraintes
fortes sur les propriétés des grains (Augereau et al. 1999a). Cette étude nous a permis de conclure que des
disques de seconde génération peuvent être présents autour d’objets de 10 millions d’années.
De plus, HR 4796 fait partie d’un système binaire et permet ainsi d’aborder la question de la formation et de
l’évolution des systèmes planétaires dans les systèmes binaires. Le disque est de fait tronqué à l’extérieur,
peut-être sous l’effet de la binarité. Une modélisation est toutefois nécessaire pour confirmer cette hypothèse.
Disque autour de HD 141569
Nous avons réalisé en 1999 avec le coronographe de NICMOS/HST la première image du disque de
poussières autour de HD 141569, étoile en fin de PSP (Augereau et al. 1999b), révélant une structure
annulaire, que nous avons récemment observée plus en détail avec des données HST/STIS. Cette structure
annulaire apparaît maintenant très complexe (Mouillet et al. 2001) et sans doute liée aussi à la présence de
compagnons, peut-être planétaires (modélisation en cours). Nous avons par ailleurs entrepris, d’une part, en
collaboration avec A. Dutrey (LAOG) un programme d’observations de ce système avec l’interféromètre du
Plateau de Bure, afin de contraindre sa SED aux grandes longueurs d’onde et par là même les modèles de
poussières, et d’autre part, en collaboration avec Louis le Sergent d’Hendecourt (IAS), des observations en
spectroscopie avec ISAAC/VLT pour rechercher des signatures spectrales de composés chimiques
astrophysiques (PAH, glaces).
Disque autour de HD100546
Nos données HST ont permis de détecter un disque autour de HD 100546 (10 Myrs) qui apparaît ainsi
intéressante tant du point de vue de son gaz que de sa poussière circumstellaires (Augereau et al. 2001). Le
disque, partiellement optiquement épais, est sans doute moins évolué que celui de HD 141569 ou de HR
107

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
4796, d’âges pourtant similaires. On voit donc que l’âge n’est pas le seul paramètre gouvernant l’évolution
des disques. Très récemment des observations en spectroscopie moyen infrarouge nous ont permis de
contraindre la localisation des divers grains dans l’environnement de l’étoile et affiner ainsi les résultats
d’ISO (Augereau et al. prép).
Disque de β Pictoris
La distorsion observée dans le disque de β Pictoris (Mouillet et al. 1997b) avait été attribuée à la perturbation
gravitationnelle d’une planète située sur une orbite inclinée sur le disque de planétésimaux, sensés être les
corps parents des poussières. La comparaison avec les données (grandeurs caractéristiques de la distorsion,
distribution des grains) nous avait permis de montrer la validité de cette hypothèse planétaire et de
contraindre la masse et la position de la planète responsable de la distorsion. Nous avons depuis poursuivi
ces travaux en incluant dans nos modèles les effets de pression de radiation stellaire sur les grains et des
propriétés des grains (nature, porosité, diffusion). Ceci nous a permis de reproduire de façon très concluante
certaines des asymétries à grande échelle observées dans le disque (Augereau et al. 2001b), qui restaient
inexpliquées depuis plusieurs années. Ce modèle du disque de β Pictoris est actuellement le plus complet
disponible.
Disques de GG Tau
GG Tauri est un jeune système stellaire multiple composé de deux binaires en orbite l’une autour de l’autre
(à plus de 1000 UA). Un vaste disque circumbinaire a été détecté et observé depuis longtemps autour de la
première binaire. Le mouvement keplerien du disque a été clairement identifié, et des contraintes très fortes
sur les masses des étoiles individuelles ont pu être déduites. Le disque apparaît très cloisonné, avec des bords
raides. C’est en fait un anneau entre 180 et 260 UA. Si le bord interne peut s’expliquer par l’effet
perturbateur de la binaire interne, le bord externe est plus difficile à interpréter.
Nous avons adapté à la situation d’un système stellaire multiple le code dynamique symplectique que nous
utilisions pour la dynamique des FEBs de β Pictoris , et appliqué à la situation du disque circumbinaire de
GG Tau, en collaboration avec Anne Dutrey (LAOG). Les résultats (Beust & Dutrey, 2002) sont très
convaincants. On reproduit très bien le profil radial du disque, le bord externe apparaissant sculpté par
l’interaction avec la binaire externe, et le bord interne par la binaire interne. En fait le disque survit là où la
dynamique le permet. On contraint au passage l’orbite relative des deux binaires, montrant qu’elle doit
nécessairement être excentrique (excentricité environ 0.5), et moyennement inclinée par rapport à l’autre.
8.4.3 Instrumentation
Notre thématique astrophysique, focalisée sur des environnements ténus (disques, compagnons) d’objets
brillants nous a naturellement conduits à réfléchir aux techniques d’observations à haute résolution angulaire
(optique adaptative, interférométrie) et à fort contraste (coronographie). Nous avons en particulier mené
diverses études prospectives en AO et en interférométrie visant à évaluer l’apport des futurs instruments tels
que NAOS, AMBER, MIDI, ALMA, sur les disques planétaires (par ex.: Lagrange 1999; Augereau 2000).
Après avoir développé avec succès le premier coronographe couplé à l’AO entre 93 et 96, nous nous sommes
investis fortement dans le projet NAOS en tant que responsable scientifique (AML), responsable d’un module
de préparation des observations (DM) et membre du groupe scientifique (JLB). Nous avons ainsi participé à
tous les développements du projet, depuis sa conception jusqu’à ses tests sur le ciel.
Par ailleurs, les simulations NAOS ayant montré la très bonne qualité attendue des images jusque dans le
domaine optique, et NAOS n’étant équipé a priori que d’une caméra IR, nous avons proposé l’idée d’observer
aussi dans le visible avec NAOS. Ceci a nous conduits, au sein du groupe de définition de NAOS, à prévoir
dans NAOS un autre foyer accessible (voir plus loin). Nous (ie JLB, DM et AML) avons ensuite proposé un
instrument imageur coronographe fonctionnant dans le visible au foyer parallèle de NAOS. Pour des raisons
de coût et de ”main d'œuvre”, nous avons décidé de coupler cette facilité à un spectrographe proposé par
ailleurs par un consortium italien. L’ensemble du projet AVES est actuellement en cours d’évaluation par
l’ESO (Beuzit 2001).
Pour clore l’aspect optique adaptative, nous avons récemment réfléchi aux futures génération d’instrument
haute dynamique qui pourraient ultimement permettre l’imagerie des planètes extrasolaires. Nous avons ainsi
plaidé au dernier colloque ESO (Mouillet 2001) dédié à la seconde génération d’instruments VLT pour une
108

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
AO haute densité couplée à des coronographes très performants. Il faut noter que le STC de l’ESO vient de
recommander 4 instruments de seconde génération, parmi lesquels un “planet imager”.
En ce qui concerne maintenant l’interférométrie, outre les simulations à caractère prospectif, il faut signaler
l’implication forte d’un des membres de l’équipe (DM) dans le projet AMBER.
8.4.4 Autres sujets
Dynamique des WIMPS
En marge de travaux sur le dynamique des FEBs, nous avons entrepris une collaboration avec T. Damour
(Orsay). L’idée est d’étudier la dynamique de particules de types WIMPS piégées par le Soleil. Les WIMPS
sont des particules hypothétiques de supersymétrie qui pourraient contribuer fortement à la matière noire,
mais qui n’interagissent pratiquement que gravitationnellement avec le reste de la matière. Une certaine
densité de ce particules est attendue au niveau de la Terre, mais des travaux récents de T. Damour et al.
montrent qu’une surdensité est possible, par le fait que certaines de ces particules qui traversent le Soleil
interagissent avec lui et se retrouvent piégées dans le système solaire sur des orbites très excentriques qui
pénètrent dans le Soleil. La question qui se pose est de savoir combien de temps ces particules résistent à la
diffusion par les planètes et du coup quel est leur surdensité au niveau de la Terre. C’est là que notre
expérience intervient: il s’agit de modéliser la dynamique de particules très excentriques dans le système
solaire. Nous avons adapté le code symplectique que nous utilisions pour β Pic, et les premiers résultats de
cette étude sont attendus dans l’année 2002.
Binaires de Herbig
Recherche systématique de binaires de Herbig, état d’évolution des Herbigs. Etant donnée l’importance de la
détermination des paramètres physiques des systèmes binaires pour la modélisation stellaire (évolution) et
pour celle des environnements (disques), étant donnée aussi l’importance de la binarité dans l’évolution de
ces systèmes, il nous est apparu important d’entreprendre une recherche systématique de binaires en
spectroscopie. Ce "survey" (le premier de ce type pour les étoiles de Herbig) a débuté en 1994 et s’est achevé
en 1997. Sur un échantillon constitué des 50 Herbigs les plus brillantes (V≤ 9) des deux hémisphères, nous
avons trouvé 17 binaires spectroscopiques, pratiquement toutes inconnues jusqu’alors (Corporon et
Lagrange, 1998). Le taux de binaires spectroscopiques parmi ces objets s’est révélé comparable à celui des T
Tauri, contreparties PSP moins massives des étoiles de Herbig, pour des domaines de périodes identiques.
Pour six d’entre elles (à courte période ≤ 100 jours) nous avons pu proposer une première caractérisation de
ces étoiles (état d’évolution, paramètres physiques, etc..). Il aurait été intéressant de suivre les binaires
moyennes période détectées et progresser sur la modélisation des systèmes trouvés, mais nous n’avons pas
poursuivi dans cette voie, n’ayant pas le potentiel humain pour réaliser ce travail dans notre équipe.
8.5 Prospective
L’équipe « DP2G » a connu en 2001 des difficultés de fonctionnement dues à de fortes implications de deux
de ses membres dans des projets instrumentaux lourds (NAOS, AMBER), à des taches d’intérêt général, et
aussi au départ en post-doctorat de JC Augereau. Le cadre est aujourd’hui encore plus tendu avec le départ
en délégation de D Mouillet.
Pourtant c’est maintenant que s’offrent à nous de grandes possibilités en matière d’observations et de
modélisations, grâce aux nouveaux instruments nous intéressant directement (GRIF/PUE'O, NAOS, AMBER,
MIDI). Par ailleurs, le paysage des projets instrumentaux évolue très vite et nous nous sentons directement
concernés par le très récent appel d’offre ESO sur le “planet imager”, pour lequel nous avions beaucoup
plaidé et pour lequel nous pensons avoir une bonne expertise.
Il est malheureusement clair que si cette situation de sous criticité de l’équipe se poursuivait, elle conduirait
immanquablement à un arrêt de pans entiers de nos activités, ce qui nuirait certainement à la qualité de notre
recherche, qui s’appuie beaucoup sur la globalité de notre approche. En particulier, la modélisation des
disques devrait être abandonnée si J.C. Augereau ne rejoint pas rapidement l’équipe. Cet aspect revêt
pourtant une importance très forte, par son originalité et par les résultats obtenus.
109

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
8.5.1 Recherche et modèles de disques
Nous comptons profiter des nouveaux instruments “imageurs” disponibles (GRIF sur PUE'O) ou à venir
NAOS, AMBER, MIDI, VISIR) pour intensifier nos recherches de disques. Plus sensibles, ces outils
permettront de détecter des disques plus ténus et des compagnons de très faibles masses, en particulier autour
des étoiles de la SP (dont les étoiles à planètes détectées en vitesses radiales). Nous privilégierons aussi les
étoiles membres d’associations jeunes et proches (en deçà de 100 pc) autour desquelles des disques de
seconde génération, mais aussi des planètes géantes chaudes pourraient être détectés. Concernant les disques
déjà connus, les nouveaux instruments sur les grands télescopes (e.g. VLT) permettront de chercher des
détails dans les structures (par exemple des vides de matière ou “gaps”), dus à la présence de planètes. Ces
objectifs figurent d’ores et déjà dans des observations planifiées au CFHT et dans nos programmes de temps
garanti NAOS. Ces observations seront suivies de modélisations des disques, comme nous l’avons fait
précédemment. En particulier, nous mettrons une forte priorité pour pousser jusqu’à la modélisation
dynamique, puisque c’est elle qui donne finalement les renseignements sur les planétésimaux et les
éventuelles planètes dans les systèmes. A très court terme, nous achèverons la modélisation dynamique du
disque de HD 141569.
Enfin, nous utiliserons les capacités des spectrographes disponibles dans le proche IR et moyen IR pour
identifier et localiser les grains dans les disques. Il s’agit de 1/ restreindre l’espace des paramètres pour les
grains de manière à affiner les modèles individuels de disques (grains de plus en plus réalistes), 3/
comprendre l’évolution générale de la matière dans les disques (les données ISO ont été utilisées dans ce
sens mais il manque certainement de la résolution spatiale pour faire ce travail). ISAAC et VISIR sur le VLT
constituent pour ces objectifs des instruments de choix (et permettraient en outre une préparation à NGST).
En ce qui concerne maintenant l’amélioration des modèles, nous souhaitons prendre mieux en compte d’une
part la physique des grains et d’autre part, les modèles de transfert:
• Physique des grains: il s’agira “d’injecter” d’avantage de chimie dans les grains et décrire
numériquement le comportement optique d’agrégats constitués de nombreux monomères (aller au delà
de la sphère de Mie). Ceci permettra de: 1/ mieux contraindre les propriétés des grains (les observables
en imagerie mélangent en effet la morphologie des disques et les propriétés des grains), 2/ comprendre
l’histoire chimiques des disques, (lien avec la dynamique) et 3/ prédire les observables dans d’autres
domaines de longueur d’onde,
• Modèles de transfert: aujourd’hui notre modèle de disque possède est globalement suffisant pour les
disques optiquement minces mais nos prochaines observations (e.g. en interférométrie) nécessiteront
sans doute un transfert radiatif plus complet pour décrire les conditions dans les disques moins évolués et
proches de l’étoile centrale.
Enfin, l’étude du système autour de GG Tau se poursuivra. En particulier, de nouveaux points de mesure
permettront d’affiner les orbites des composantes du système et donc de mieux contraindre la dynamique.
Plus généralement, c’est l’outil que nous avons développé pour mener à bien cette étude qui est riche de
promesses. A notre connaissance, personne n’avait encore développé de code symplectique adapté à la
dynamique de systèmes stellaires multiples (nous avons modifié un code existant adapté à la dynamique dans
un système planétaire), et les applications de notre outil à d’autres systèmes multiples (avec au passage une
amélioration du code), comme le système de HR 4796, sont d’ores et déjà programmées pour les années à
venir.
8.5.2 Relation Gaz-Planétésimaux
L’étude du phénomène FEB et de ses implications va bien évidemment se poursuivre. En tout premier lieu,
nous comptons arriver à une meilleure modélisation des phénomènes entourant l’évaporation même des
objets, en collaboration avec J. Klinger du LPG. Déjà, nous sommes capables d’entrevoir plusieurs régimes
dans l’évaporation comparée des volatiles et des réfractaires et ceci ne sera pas sans conséquences sur les
observables mêmes du phénomène.
Dans le même temps, il conviendra de mieux modéliser la dynamique des produits d’évaporation des FEBs.
Nous disposons déjà d’un code de simulation qui nous a permis des avancées considérables dans la
compréhension du phénomène. Désormais, pour aller plus loin dans l’interprétation des observations, il nous
faut modéliser l’interaction entre elles des divers produits d’évaporation, traiter l’ionisation collisionnelle, et
110

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
inclure les résultats de l’étude planétologique. Techniquement, il faut transformer le code existant en code
SPH. Cette réalisation est déjà en cours, mais prendra encore un certain temps avant de se concrétiser.
Les grandes lignes de la dynamique propre du phénomène FEB (modèle de résonance) semblent aujourd’hui
comprises, mais par une modélisation plus fine des processus d’évaporation, nous espérons, via la
dynamique, arriver à en contraindre mieux les paramètres (masse de la planète, etc...). Plus de travail reste
cependant à accomplir dans le domaine des processus en amont du phénomène FEB, tels le remplissage des
résonance. Certes, nous avons fait des avancées considérables dans ce domaine ces dernières années, mais le
modèle de collisions reste à affiner, et des mécanismes alternatifs et/ou complémentaires comme la
migration planétaire, ou la diffusion par des gros embryons planétaires, sont d’autres voies à explorer. La
collaboration sur ce point avec P. Thébault et A. Morbidelli se poursuivra donc.
Nous nous intéressons désormais à une meilleure compréhension des processus globaux liés au phénomène
FEB. On peut voir les processus globaux d’un point de vue à la fois spatial et temporel. D’un point de vue
spatial, il est clair que le phénomène FEB tel que nous le modélisons doit être mis en relation avec
l’ensemble des observables et modèles du disque de β:Pic. Il y a bien sûr les caractéristiques de la ou les
planètes impliquées dans les divers modèles, mais il y a aussi les effets induits en aval par le phénomène
FEB, comme par exemple une production non-axisymétrique de nombreuses particules de poussières (liée à
la répartition des orbites des FEBs), qui une fois diffusés dans le disque, pourrait avoir une traduction
observationnelle. Le travail dans ce domaine reste à faire, et notre équipe est idéalement structurée pour
réaliser au mieux cette étude.
D’un point de vue temporel maintenant, ce sont les relations entre le phénomène FEB et l’état évolutif de
l’étoile β:Pic qui mérite examen. S’il est aujourd'hui acquis que le mécanisme doit être auto-entretenu par un
remplissage des résonances, nous ne savons pas au bout de combien de temps tout doit cesser. Une étude
dynamique sur une longue période de temps est donc nécessaire. De ce point de vue, il est clair que la
modélisation de ce qui se passe dans les étoiles (plus jeunes) de Herbig, qui en est encore à ses débuts, sera
un point de comparaison capital. Globalité temporelle, mais aussi sur les divers systèmes planétaires donc.
De ce point de vue, à l’autre bout de la chaîne, la comparaison avec l’histoire de notre propre système solaire
est riche d’enseignements. Les lacunes de Kirkwood présentes aujourd’hui dans la ceinture d’astéroïdes ne
sont rien d’autre que la trace d’un phénomène FEB aujourd’hui disparu. Les travaux théoriques qui sont
menés aujourd’hui sur l’histoire de le ceinture d’astéroïdes primordiale et le Late Heavy Bombardment sont
proches de ce que nous faisons ou devons faire comme étude dynamique du système de β:Pic. Il y a donc un
parallèle riche d’enseignements à mener, et de ce point de vue, c’est clairement la collaboration avec A.
Morbidelli qui sera privilégiée.
8.5.3 Instrumentation
Au sein de la thématique, l’implication conjointe dans les développements instrumentaux et l’exploitation
scientifique jusqu’à la modélisation a permis de procéder à une analyse détaillée des limites mais aussi des
possibilités instrumentales à venir en matière d’imagerie à haute dynamique, technique fondamentale pour
l’imagerie des systèmes planétaires. En particulier, nous avons défendu l’intérêt d’un instrument dédié à
l’observation à très haute dynamique (Mouillet 2001). Il apparaît que si l’on focalise les spécifications à
l’observation d’objets brillants et sur un “petit” champ, on “obtient” un instrument qui donnerait des
capacités observationnelles qui ne sont pas couvertes aujourd’hui, et permettrait un saut important en matière
de dynamique, et qui est réalisable à court terme. Cette approche a été retenue ou partagée par l’ESO qui
lance à très court terme un appel à idée pour un instrument dit “planet finder” de 2 e génération VLT. Par
ailleurs, ces objectifs observationnels nouveaux sont également présents ou mentionnés dans les réflexions à
moyen terme sur d’autres sites d’observation tels que Hawaii.
L’expérience passée de l’équipe sur d’autres gros projets de haute résolution angulaire mais également sur le
suivi des développements récents de nouveaux concepts coronographiques d’une part et une bonne
connaissance des intérêts astrophysiques et des démarches observationnelles spécifiques correspondantes
d’autre part, permettent d’envisager une participation importante dans ce type de projet comme une option
possible pour l’activité de l’équipe. Une décision concernant une telle orientation sera prise au cours de
l’année 2002 en fonction du montage effectif d’un tel projet, de la politique instrumentale au niveau national
et international, et des moyens humains au sein de l’équipe. Il est en effet essentiel pour nous de conserver la
cohérence du travail instrumental avec les observations et la modélisation.
111

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
8.5.4 Projets divers
• Les modèles stellaires sont capables de donner avec précision l’état évolutif futur du Soleil, jusqu’à sa
mort (perte de masse, rayon, luminosité...). Nous avons pour projet, en collaboration avec M. Forestini,
sur la base d’un embryon d’étude mené par un stagiaire en 2000, de coupler cette évolution stellaire avec
une évolution dynamique du système planétaire. Comment vont se modifier les orbites des planètes
lorsque le Soleil perdra de la masse ? Quelles planètes intérieures seront absorbées ? C’est encore une
fois en adaptant notre code symplectique que nous mènerons à bien cette étude.
• Les recherches par variations de vitesses radiales se sont jusqu’à maintenant exclusivement concentrées
sur les étoiles de type tardif (G, K etc.). Depuis longtemps, nous sommes en discussions avec M. Mayor
à propos de l’application de ces programmes à des étoiles chaudes (B tardives, A, F), tournant
rapidement (deux critères a priori défavorables à la méthode). De premières observations de β Pictoris
ont eu lieu. Leur dépouillement préliminaire semble montrer la faisabilité de l’approche pour ces étoiles.
Si cette faisabilité se confirme, des pans complètement nouveaux de la recherche par vitesses radiales
s’ouvriraient alors. Nous considérons donc en collaboration avec A. Chelli (LAOG) et M. Mayor
(Genève) de chercher des compagnons de faible masse (planètes) autour des étoiles chaudes que nous
étudions par ailleurs en imagerie.
112

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
9 Cosmologie observationnelle
9.1 Composition de l’équipe
Permanents: F.-Xavier Désert, astronome ; Bernard Fouilleux, Ingénieur parti à la retraite en 2001
Thésitif: Samuel Leclercq, étudiant en thèse depuis fin 2000 (en co-direction avec Alain Benoît).
L’équipe s’insère dans un groupe de travail (Groupe de recherche en instrumentation pour la Cosmologie)
transversal sur Grenoble, comprenant en particulier Alain Benoît du CRTBT (Centre de Recherche sur les
Très Basses Températures), Daniel Santos et Cécile Renault de l’ISN (Institut des Sciences Nucléaires) et
plus généralement le groupe rhône-alpin « Cosm’Alpes » d’astroparticule.
9.2 Faits saillants
Le fond diffus cosmologique à 3K représente l’observable physique la plus ancienne, accessible aujourd’hui,
décrivant l’Univers au moment du découplage du rayonnement et de la matière. Ces dix dernières années ont
vu l’arrivée de mesures de grande précision, grâce en particulier au satellite COBE (mesure absolue de la
température du rayonnement fossile à un millième près et première détection des anisotropies du 3 K) et aux
expériences ballons Boomerang et Maxima (les meilleures détections à haute résolution angulaire des
anisotropies, à l’heure actuelle). Ces mesures constituent une mine de données sur les conditions initiales de
l’Univers. Elles permettent d’une part de connaître le spectre des fluctuations de densité qui ont présidé à la
formation des structures que l’on observe maintenant. D’autre part, la physique de l’émergence des
anisotropies du rayonnement nous donne accès très précisément à l’ensemble des paramètres cosmologiques
de l’Univers (âge, densité, courbure, nature de la matière et autres). La physique de particules à partir d’une
extension du modèle standard propose des réponses au problème de la matière sombre non-baryonique. En
outre la détection directe de la matière sombre non-baryonique, sujet de recherche très dynamique,
permettrait d’identifier ses composants exotiques.
Depuis quelques années, la cosmologie observationnelle se développe fortement à Grenoble, grâce à la
participation ou à la conception de nouveaux instruments dédiés pour la plupart à la mesure précise du
rayonnement fossile à 3 K, citons ARCHEOPS, DIABOLO et PLANCK. PLANCK est le satellite qui sera lancé en
2007 qui devrait permettre d’atteindre avec une précision ultime le spectre de puissance angulaire des
anisotropies. En attendant, l’instrument sous ballon ARCHEOPS, dirigé par Alain Benoît, permet aux équipes à
la collaboration associée d’obtenir des résultats originaux précédant PLANCK.
9.3 Bilan d’activité
9.3.1 ARCHEOPS
L’expérience ballon ARCHEOPS ( 13 ) est née d’une collaboration internationale entre des laboratoires français
(CNRS- SPM, SDU et IN2P3 et CEA) et des laboratoires anglais, américains et italiens. Son objectif est la
mesure des anisotropies du rayonnement fossile à 3 K, trace du Big Bang. Grâce à une grande couverture de
ciel et une grande résolution angulaire, cette expérience est originale quant à la couverture en "fréquences
angulaires" sur le ciel.
Pour obtenir la résolution angulaire d’environ 8 minutes d’arc (soit le quart du diamètre apparent lunaire, 50
fois mieux que COBE), un télescope, dont le miroir primaire a un diamètre effectif de 1m50, observe le ciel
avec en son foyer des détecteurs de type bolométrique (sensible à une grande bande spectrale) à des
13 http: //www.ARCHEOPS.org
113

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
fréquences variant de 150 à 550 GHz. Pour obtenir la grande couverture angulaire (30 % de la sphère
céleste), la nacelle tourne autour d’elle-même (avec une période de 20 à 30 secondes) faisant défiler l’axe du
télescope à une élévation de 41 degrés. La rotation diurne permet de balayer le cercle ainsi observé sur une
large fraction de la sphère céleste. Pour obtenir une grande sensibilité (des variations de température relatives
de l’ordre de dix-millièmes peuvent être détectés sur chacun des cent mille pixels observés) les détecteurs
sont refroidis à seulement un dixième de degrés au dessus du zéro absolu grâce à un cryostat à dilution
ouverte.
Figure 1 - Carte de l’ensemble de la voûte céleste observée par le satellite COBE dans les années 1990. Les
tâches bleues et rouges correspondent à des variations de la température du fond de rayonnement fossile de
quelques dizaines de millionièmes de Kelvin.
Figure 2 - Lancement de la nacelle ARCHEOPS le 29 janvier 2001 depuis la base de Kiruna (Suède) à la tombée
du jour. On remarque les deux ballons auxiliaires qui se détacheront de la chaîne de vol juste après. La nacelle
qui embarque un télescope de 1,50m de diamètre et un cryostat à dilution refroidissant une vingtaine de
bolomètres à 0,1 Kelvin ne pèse que 500 kg hors lest.
114

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
Un premier vol a eu lieu de la Sicile à l’Espagne en juillet 1999 et a déjà fourni une grande quantité
d’informations sur les performances de l’expérience (pendant les quatre heures utiles de nuit au plafond). Les
résultats scientifiques préliminaires (mesure millimétrique de l’émission galactique, du dipôle cosmologique
et sans doute une détection statistique des anisotropies recherchées) ont permis de préparer la collaboration à
la prochaine campagne qui vient de se dérouler en décembre 2000 et janvier 2001. Organisé par la division
ballon du CNES, le vol s’est effectué depuis la base d’Esrange (pres de Kiruna) en Suède au delà du cercle
arctique, le 29 janvier 2001. D’une durée de 7.5 heures pendant la nuit polaire (évitant ainsi l’énorme signal
parasite dû au soleil), une grande moisson de données vient juste d’être acquise et est analysée en ce
moment. Des vols supplémentaires sont prévus avec le CNES afin d’améliorer encore le retour scientifique
d’ARCHEOPS (hiver 2001/2002).
L’expérience ARCHEOPS utilise une bonne partie des développements technologiques qui furent nécessaires
pour le design et la mise en oeuvre du satellite PLANCK (lancement 2007) et en particulier l’expérience HFI
pilotée par la France (financement CNES). En outre, la réduction de données y est très similaire, préparant
ainsi les nombreux scientifiques, français en particulier, à cette lourde tache.
Le LAOG contribue pour sa part à la fabrication de la source d’étalonnage sol Gunn à 143 et 217 GHz pour
la mesure des lobes lointains, aux logiciels d’étalonnage, à la participation active aux campagnes de vol et à
la supervision de la réduction des données vol.
Figure 3 - Carte mesurée par DIABOLO en janvier 1999, en direction de l’amas RXJ1347, à une longueur d’onde
de 2.1mm (140 GHz). Les photons du rayonnement fossile à 3 K sont diffusés par les électrons chauds dans
l’amas. On observe donc un décrément de brillance (niveaux de gris vers le négatif) du ciel dans la direction du
centre de l’amas. L’amas est vu "en creux" par rapport au fond du 3K. Cette image nous renseigne directement
sur la densité de gaz chaud et indirectement sur la constante de Hubble. Les contours représentent le signal sur
bruit par incrément de 1 en partant de 1. (Observations obtenues avec le tél. de 30m de l’IRAM))
9.3.2 DIABOLO
Le rayonnement fossile à 3 K peut également servir de phare derrière toute source d’avant-plan pouvant le
diffuser. C’est le cas des amas de galaxies. Les amas de galaxies sont les structures les plus grandes de
l’Univers, gravitationnellement liées. La cohésion d’un amas est assurée par une quantité dominante de
matière sombre. Outre quelques milliers de galaxies, un amas contient un gaz ionisé dans l’ensemble de son
volume, à une température d’un million de Kelvin. Ce gaz est principalement détecté grâce à son émission
"free-free" (freinage des électrons sur les protons) dans les X. Ce gaz peut également diffuser les (nombreux)
photons du 3 K par effet Compton inverse (collision entre un électron et un photon). C’est cette distorsion du
115

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
rayonnement fossile, appelée effet Sunyaev-Zel’dovich (SZ), que l’instrument sol DIABOLO cherche à
mesurer. Il est le fruit d’une collaboration entre le CRTBT, l’IAS (Orsay), le CESR (Toulouse) et le LAOG
(Grenoble). Le photomètre DIABOLO dispose d’une matrice de 3 bolomètres sur chacun des 2 canaux (1.2 et
2.1 mm). Les bolomètres sont refroidis par une dilution ouverte de type spatial, qui a montré un
fonctionnement très satisfaisant lors des observations sur télescope. Ce photomètre nous a permis d’obtenir
des résultats originaux astrophysiques: détection et cartographie de l’effet Sunyaev-Zel’dovich (SZ) avec une
résolution de 20 secondes d’arc (un dixième de milliradians) au télescope de 30m IRAM (voir figure 3)
durant les campagnes de 1995 à 2000. La mise au point de l’instrument a été grandement facilitée par les
nombreux tests de 1996 à 1999 effectués sur le télescope POM2 (2.5 m) au Plateau de Bure, avec l’aide de
Gilles Duvert. Quelques amas ont été analysés précisément, en particulier l’amas le plus brillant en SZ connu
à ce jour (RXJ1347) a pu être cartographié pour la première fois avec une telle résolution angulaire. L’aspect
peu circulaire de cette carte suggère que l’amas (à un décalage vers le rouge de 0,5) n’est pas complètement
relaxé gravitationnellement.
9.4 ISO
Le travail de réduction et d’interprétation en profondeur des données ISO (en particulier ISOCAM et
ISOPHOT) pour les sondages profonds extragalactiques a encore progressé en collaboration avec l’IAS et le
SAp. Les archives ISO sont une mine encore peu exploitée en attendant SIRTF.
9.5 Prospective
Les développements sur PLANCK et ARCHEOPS sont actuellement bien tracés pour les prochaines années, tant
pour l’exploitation optimale des cartes (sub)millimétriques d’ARCHEOPS et les résultats scientifiques en
profondeur, que pour la préparation à PLANCK-HFI. En revanche, l’instrument DIABOLO ne comportant que
quelques détecteurs doit être bientôt supplanté par une caméra bolométrique (avant-projet soutenu par le
Programme National de Cosmologie). Des collaborations sont recherchées pour l’élaboration d’un tel
instrument sol (en particulier avec Louis Dumoulin au CSNSM, L. Vigroux et P. Agnèse au CEA, ainsi que
l’IAS et le CESR). Cette caméra centrée sur la cartographie des amas dans le domaine millimétrique et la
recherche de galaxies primordiales, mais aussi sur la cartographie des galaxies proches et du milieu
interstellaire, et mise au foyer du télescope de 30 m de l’IRAM après des tests sur des petits télescopes
comme POM2, pourrait s’avérer être un outil précieux d’accompagnement sol des projets spatiaux: PLANCK,
HERSCHEL, SIRTF, XMM-Newton et ISO. Une réflexion est également entamée sur la conception de nouveaux
détecteurs pouvant mesurer simultanément plusieurs fréquences, optimisant ainsi l’efficacité de mesure
lorsque le temps de télescope (qu’il soit sol ou ballon) est compté. L'ensemble « SHERPAS » et Cosmologie
du LAOG, en partenariat avec le CRTBT et l’ISN, doit renforcer le pôle grenoblois du groupement de
recherche en astroparticules "Cosm’Alpes" ( 14 ). Les besoins en postes au LAOG pour les quatre prochaines
années se situent au niveau d’un chercheur (CNRS, MdC ou CNAP) et d’un ingénieur informatique pour
l’acquisition et le traitement de données (de type caméra multi-pixels millimétrique).
14 http: //isnpx0162.in2p3.fr/cosmalpes/
116

Chapitre B
Thèmes: Bilan et prospective
10 Histoire de l’astronomie ancienne
Permanent: C. Nozières
10.1 Bilan
10.1.1 Vulgarisation
10.1.2 Recherche
Une activité de vulgarisation notable relève de cette thématique. Elle s’est orienté suivant plusieurs
directions:
• participation à un enseignement d'histoire des sciences dans divers cursus universitaires à Grenoble et à
Besançon. Ouverture en 2001 d'un cours sur l'histoire de l'astronomie à l'Université Grenoble I pour les
étudiants de licence-maîtrise; ce cours est ouvert à des auditeurs libres.
• présentation, au tournant du millénaire, de conférences grand public dans la région Rhône -Alpes sur le
thème de la mesure du temps.
• participation aux actions de communication au sein du LAOG
• rédaction d'une page "web" pour le site de l'Observatoire des Sciences de l'Université de Grenoble sur
l'astronomie babylonienne.
Un travail de recherche portant sur la mesure du temps en Mésopotamie s’est développé pendant ce
quadriennal: l'analyse des textes anciens d'astronomie babylonienne concernant le mode d'utilisation des
horloges à eau s'est poursuivie. Elle a donné lieu à un article (C. Michel-Nozières, 2000) publié dans une
revue internationale d'histoire des sciences et des techniques. L'analyse des expériences faites montre que les
textes ne peuvent être interpréter littéralement; nous avons suggéré un mode de calibrage des horloges; il
pourrait se révéler dans les mesures des phases des éclipses de lune. Une analyse des données d'éclipses
babyloniennes a commencé; elle est toutefois en attente de données plus complètes.
10.2 Perspectives
A la suite de la rédaction de l'article cité ci dessus, des liens ont été établis avec le referee de l’article cité,
assyriologue et statisticien à Berlin. C. Nozières travaille actuellement sur des données partielles; elle attend
la publication du prochain article de celui-ci, début 2002, pour être en possession de ses résultats et tenter de
vérifier ses propres hypothèses. Mais l’accès à ce texte ne sera pas suffisant: les données y seront en effet réinterprétées
; or les données brutes sont nécessaires. Afin d'accéder directement aux textes transcrits du
cunéiforme, C. Nozières a entrepris l'étude de cette langue à l'Université de Lyon.
117

C - Opérations: bilan et prospective
Images obtenues à 1.257 microns avec le système d'optique adaptative NAOS et sa caméra CONICA, à l'échelle de
0.01325 arcs/pixel, sur le télescope UT 4 (YEPUN) du VLT de l'ESO (Novembre 2001): à gauche, l'image d'une
étoile de référence de fonction d'appareil; au centre, l'image brute d'un système double, GJ 263, dont les deux
composantes sont séparées de 0.030 arcs; à droite, son image déconvoluée de la fonction d'appareil du même
système (repris de ESO Press Release 25/01; cf. C-1).
Vue du système d'optique adaptative NAOS en cours de montage au foyer Nastie sur le télescope YEPUN (UT 4)
du VLT de l'ESO (Novembre 2001; photo ESO).

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
1 Optique adaptative
1.1 Personnes impliquées
NAOS
• Permanents :
o Anne Marie Lagrange: responsable scientifique, traitements de données
o Jean Luc Beuzit: analyse scientifique, traitements de données
o Thierry Forveille: analyse scientifique
o François Ménard: analyse scientifique
o David Mouillet: analyse scientifique, traitements de données, contrôle global
o Julien Charton: contrôle instrumental
o Philippe Feautrier: responsable de la caméra de l’analyseur visible
o Pierre Kern: responsable sous systèmes, intégration statique à Grenoble
o Yves Magnard: conception détaillée, dessins de détails
o Pascal Puget: responsable local NAOS, responsable des interfaces
o Patrick Rebous: conception optique générale et détaillée, intégrations
o Eric Stadler: conception mécanique et études aux éléments finis
Participation du groupe technique: d’une partie pour la réalisation pratique des instruments, de l’ensemble
pour la réalisation, les tests et le montage.
• Thésitifs :
o Gaël Chauvin: analyse scientifique, analyse et caractérisation des performances scientifiques,
traitement de données
o Stephan Harder: reconstruction de PSF via données du senseur de front d’onde
Développement de Micro miroirs Déformables
• Permanents :
o Jean Luc Beuzit: suivi de projet, définition instrumentale
o Julien Charton: conception du système de contrôle, concept de miroirs
o Pierre Kern: suivi de projet, définition instrumentale
o Eric Stadler: conception et simulations mécaniques
• Thésitifs ou objecteur:
o Stéphane Gluck: réalisations technologiques au LETI
o Wilfrid Schwartz: thèse au LETI sur des miroirs à actionnement électrostatique
AVES-IMCO: voie parallèle NAOS pour des observations aux longueurs d’onde visibles.
• Permanents :
o Jean Luc Beuzit: Co-PI de l'instrument, analyse scientifique, responsable dans le projet des
interfaces avec NAOS et CONICA
o Anne Marie Lagrange: Co-responsable scientifique, analyse scientifique
o David Mouillet: analyse scientifique, simulation des performances attendues
o Julien Charton: interfaces électroniques AVES-IMCO / NAOS +CONICA
o Eric Stadler: interfaces mécaniques AVES-IMCO / NAOS +CONICA
• Thésitifs:
o Gaël Chauvin: Simulation des performances attendues, tests
Coronographie et imagerie haute dynamique, système à très grand nombre d’actionneurs
• Permanents :
o David Mouillet: analyse scientifique, prospective VLT, coronographe ADONIS, tests de l’instrument
CIA réalisé par l’équipe de Jean Gay
o Jean Luc Beuzit: analyse scientifique, coronographe ADONIS, tests de l’instrument CIA
o Anne Marie Lagrange: analyse scientifique, coronographe ADONIS
120

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
Polarimétrie
o François Ménard: proposition de l’instrument PUE'O NUI au CFHT
o Fabien Malbet: proposition de concept pour un instrument spatial.
o Julien Charton: conception de systèmes de commande pour grand nombre d’actionneurs
o Pierre Kern: suivi de développements de miroirs déformables associés à ce besoin
o Eric Stadler: conception de miroirs déformables à grand nombre d’actionneurs
• Thésitifs:
o Gaël Chauvin: Simulation des performances
• Permanent: François Ménard
• Thésitifs: Gaspard Duchêne
Spectroscopie associée à l’optique adaptative (GRAF, GRIF)
• Permanents :
o Etienne Le Coarer: concept GRAF et GRIF, contrôle, intégration et tests, opération au télescope
(CFHT et 3,6m ESO), prospective
o Almas Chalabaev: GRAF et GRIF, suivi de projet & analyse scientifique
« Fédération française Optique Adaptative »
o Pascal Puget: coordinateur, développements technologiques
o Jean Luc Beuzit: développements technologiques, nouveaux concepts
o Pierre Kern: développements technologiques, nouveaux concepts
o Anne Marie Lagrange: chargée de mission INSU en charge du suivi.
1.2 Faits saillants
L'intérêt de l'imagerie à la limite de diffraction des télescopes est évident dans tous les domaines de
l'astrophysique, de la planétologie à l'extragalactique et à la cosmologie. Les observations au sol avec
l'optique adaptative ou dans l'espace avec le HST en ont donné des exemples marquants au cours de ces dix
dernières années. Dans le domaine de l’optique adaptative, les astronomes français ont acquis une avance
significative puisqu’une grande partie des résultats a été obtenue par des équipes françaises au moyen des
instruments qu'ils ont développés. Le LAOG est particulièrement présent dans ces développements tant pour
l’exploitation scientifique que pour le développement instrumental. Pour le programme NAOS, le LAOG
dirige le groupe scientifique. La conception, la réalisation et l’intégration de l’instrument lui-même a
constitué l’une des activités majeures au laboratoire ces 5 dernières années.
Pour soutenir les objectifs scientifiques du laboratoire l’effort instrumental entamé sera poursuivi en
particulier pour l’étude des environnements circumstellaires faibles (disques, compagnons) qui nécessite la
maîtrise de techniques d’imagerie à haute dynamique. Ceci nous amènera dès les prochains mois à
considérer des programmes d’optique adaptative visant d’excellents niveaux de correction et par conséquent
aussi à poursuivre nos efforts pour le développement de miroirs déformables permettant de contrôler un très
grand nombre de modes de correction. Ces développements visent dans le court terme des moyens
d’observation au sol et à plus long terme une instrumentation spatiale.
1.3 Bilan d’activité
1.3.1 NAOS
Le système d'optique adaptative NAOS permettra début 2002 d'obtenir une excellente qualité d'image sur l'un
des télescopes de 8 mètres (YEPUN ou UT4) du VLT, ce qui se traduira non seulement par une excellente
qualité d’image (rapports de Strehl atteignant environ 70-80%) dans le domaine proche infrarouge (jusqu’à
la bande J de l’atmosphère), mais également par une très bonne résolution spatiale dans le domaine visible.
NAOS est
121

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Installation provisoire, en attente du simulateur de foyer Nasmyth du VLT, de la bonnette du système d'optique
adaptative NAOS, munie des supports des sous-systèmes opto-mécaniques, dans le hall d'intégration du LAOG
(Avril 2000) en vue de l'intégration des sous-systèmes.
Le système d'optique adaptative NAOS installé au foyer Nasmyth du télescope UT4 du VLT/ESO en attente du
montage de l'interface avec la caméra CONICA (Novembre 2001; photo ESO).
122

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
Le système d'optique adaptative NAOS installé au foyer Nasmyth du télescope UT4 du VLT/ESO. L'interface
destinée à recevoir la caméra CONICA est installée ainsi que le système mobile du faisceau de câbles (Novembre
2001; photo ESO).
Le système d'optique adaptative NAOS et sa caméra CONICA (en rouge) en installés au foyer Nasmyth du
télescope UT4 du VLT/ESO. La plateforme Nasmyth porte la partie non mobile de l'électronique (Novembre
2001; photo ESO).
actuellement associé à un spectro-imageur-coronographe, CONICA, fonctionnant dans le domaine infrarouge
proche, de 1 à 5 microns. Les simulations conduites durant la phase de conception de NAOS, confirmées par
les tests en laboratoire, montrent que les capacités du système vont permettre d'ouvrir également le domaine
optique à la haute résolution angulaire: un rapport de Strehl de l'ordre de 20% à 0,9 micron sont
envisageables jusqu'à la bande V, avec, dans les cas des meilleurs "seeing". Une revue des performances
123

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
attendues de NAOS et des implications dans les différents domaines astrophysiques, est donnée dans
Lagrange et al. 1998 et 1999; Lagrange et Mouillet, 1999.
NAOS a été réalisé par un consortium français (ONERA, Observatoire de Paris, LAOG). Cet instrument a
mobilisé une grande partie des moyens techniques du LAOG pendant pratiquement 4 ans, pour sa
conception, sa réalisation et son intégration. Le laboratoire a également exercé la responsabilité du groupe
scientifique du programme. Nous avions en charge l’essentiel de la mécanique, l’ensemble de l’optique, la
gestion des interfaces ainsi que certains sous systèmes comme l’analyseur de surface d’onde visible, le
système de contrôle instrumental. Les intégrations, tests et qualification de l’instrument en mode statique ont
été réalisés au laboratoire qui a développé pour cette occasion des moyens spécifiques.
La définition des procédures de préparation des observations et d'opération de l’instrument a demandé un
travail spécifique important s’appuyant sur une bonne connaissance des besoins utilisateurs et de
l’instrument. Ceci est essentiellement dû au fait que NAOS est un système d’optique adaptative avec un
nombre important de configurations d’une part et d’autre part qu’il doit être ouvert à une très large
communauté et opéré dans le cadre très standardisé de l’ensemble des instruments VLT.
1.3.2 Coronographie et imagerie haute dynamique
1.3.3 Polarimètre
1.3.4 GRAF et GRIF
Ces dernières années ont vu la finalisation des tests et caractérisations du coronographe réalisé pour l'optique
adaptative de l ESO ADONIS. Cet instrument est rentré dans une phase d’observations ouvertes à l’ensemble
de la communauté permettant d'obtenir des résultats publiés par des équipes variées, sur la détection de
compagnons de faibles masse et de disques circumstellaires. Cette expérience a également guidé le
dimensionnement de masques coronographiques derrière d'autres systèmes d’optique adaptative (PUE'O dans
l’instrument GRIF, et NAOS, dans la caméra CONICA). Le LAOG a été impliqué dans l'utilisation de nouveaux
concepts coronographiques proposés récemment par une équipe niçoise (Baudoz et al), cherchant à éliminer
sur l’ensemble du champ l'énergie cohérente provenant de la direction définie par l’axe optique. Nous avons
participé à des observations au CFHT pour tester ce mode. Nous déduisons, en accord avec des prédictions
théoriques, l’intérêt de ce type d’instruments sous la condition que le système d’optique adaptative donne
une très bonne correction d’une part, et que des procédures observationnelles efficaces adaptées soient
disponibles d’autre part.
Des réflexions ont déjà commencé au LAOG sur l’intérêt et la faisabilité de système d’optique adaptative
plus performants visant des applications aux longueurs d’onde visibles et l’imagerie avec une dynamique
encore plus élevée. Le but astrophysique est la détection d’environnements (disques compagnons) et d’objets
encore plus faibles (i.e. exo-planètes).
Des chercheurs du LAOG ont travaille ont travaillé à la modélisation d'images polarimétriques obtenues (par
D. Potter, IfA) avec HOKUPA'A sur Gemini Nord de disques d'accrétion entourant quelques étoiles T-Tauri.
Les résultats sont en cours d'analyse, mais semblent déjà indiquer la possibilité d'augmenter le contraste des
images, donc de repousser les limites de détection, par l'utilisation de polariseurs adéquats.
Le LAOG a construit le premier instrument de spectro-imagerie pour l'optique adaptative (obtention
simultanée d'une collection d’images de différentes longueurs d'onde) qui a obtenu 30 nuits d'observation sur
le télescope de 3m60. Une autre version de cet instrument est installée sur l'optique adaptative du télescope
CFHT et en cours de tests avant d’être ouvert à la communauté.
L'expertise conjointe dans l'OA et l'instrumentation spectroscopique présente au LAOG a pu permettre
l'innovation de ces modes d'observation. Nous envisageons maintenant de proposer un instrument spectroimageur
très ambitieux qui sera présenté à l'appel d'offre des instruments de seconde génération du VLT.
1.3.5 R&T pour MMD (microMiroirs Déformables)
Depuis 1996 le LAOG est impliqué dans plusieurs actions de R&T liées à l'utilisation de la micro-optique
(MOEMS: Micro Opto-Electro-Mechanical Systems) pour l'astronomie. Ces actions s'appuient sur un
124

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
contexte particulièrement favorable dans la région grenobloise. L'instrumentation pour l'astronomie impose
l'association de nombreuses fonctions qui conduisent à des systèmes complexes et généralement
encombrants. Cet encombrement est souvent incompatible avec les contraintes des expériences à réaliser:
place disponible au foyer des télescopes, charges utiles induites que ce soit pour des instruments au sol ou
des instruments embarqués sur satellites, besoin de refroidir l'ensemble d'un instrument à l'intérieur d'un
cryostat.
Modélisation aux éléments finis d'un actionneur électromécanique simple de micro-mirroir déformable faite avec
le logiciel de CAO I-DEAS qui permet notamment de simuler le comportement mécanique dans le domaine de la
statique linéaire (LAOG).
Etude avec le logiciel I-DEAS du couplage entre l'action de plusieurs actionneurs électrostatiques agissant sur
une membrane souple, caractérisés par le logiciel Coventorware qui permet notamment de simuler les couplages
électro-mécaniques non-linéaires en jeu dans les dispositifs MEMS. (LAOG).
L'application des MOEMS pour l'instrumentation à moyen et long termes ouvre des perspectives
radicalement nouvelles. Outre la possibilité d'atteindre des niveaux de miniaturisation exceptionnels, elle
permet l'utilisation de nouvelles fonctionnalités intégrables évoluées dans des concepts originaux, conduisant
à des modules compacts: micro actionneurs, micro-composants optiques, matrice de fonctions passives ou
actives, intégration des capteurs dans le système.
Ce type de technologie doit permettre des concepts nouveaux pour des associations d’instruments complexes
(optique adaptative / spectrographe / caméra sur télescope géant) visant à atteindre des volumes très réduits,
capable de faciliter le cas échéant une implantation dans un cryostat pour des instruments fonctionnant dans
l'infrarouge. De tels concepts sont déjà appliqués en interférométrie. Un gain significatif est envisagé en
125

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
termes de performances, d'encombrement et de coût pour des moyens d'observation au sol et plus encore
pour les moyens spatiaux.
Notre premier développement, essentiel pour atteindre nos objectifs instrumentaux à court et moyen termes,
concerne la réalisation de micro-miroirs déformables (MMD).
Une première action a déjà donné lieu à une thèse (Claire Divoux 1998) au LEG/ENSIEG, pour la réalisation
d'une maquette fonctionnelle d'un dispositif électromagnétique (collaboration entre le LPMO à Besançon,
l'IEMN à Lille, le LEG à Grenoble). Cette action se poursuit dans le cadre d’une ACI blanche du MENRT
accordée en 1999.
Une seconde action a démarré à l’automne 2000 par une thèse CIFRE (Wilfrid Schwartz) financée par
CILAS pour un développement au département CEMO du LETI à Grenoble d'une maquette de miroir
déformable utilisant des actionneurs électrostatiques. Dans ces programmes, le LAOG intervient pour la
définition du cahier des charges, le suivi scientifique, la conception et la modélisation et enfin pour les
phases de qualification et de contrôle. Les tâches de réalisation technologique se font au moyen des
équipements des laboratoires partenaires. Le LAOG fournit une main d'œuvre de soutien pour ces phases
technologiques, en particulier au LETI, par la participation effective de permanents du laboratoire pour la
conception (mécanique et système de commande) la modélisation et la réalisation.
1.3.6 Traitement de données OA
Au vu de l’implication du LAOG sur NAOS, il est apparu important d'introduire à Grenoble une compétence
pour résoudre les problèmes de calibrage en optique adaptative. L’objectif de la thèse de Stephan Harder
était de traiter les questions liées à la reconstruction de la fonction de transfert en Optique Adaptative à partir
des mesures du senseur de front d'onde. Nous avons adapté et appliqué le formalisme déjà étudié par Jean
Pierre Vérane pour PUE'O au CFHT, basé sur un senseur de type courbure, au système ADONIS, basé sur un
senseur de type Shack-Hartmann. Ce type de reconstruction a pour but, de permettre des estimations de
Fonction d’étalement de Point (FEP) et par suite une déconvolution pour améliorer la qualité de l'image, par
exemple pour la détection de structures diffuses, même en l'absence d'objets ponctuels de référence dans le
champ. Les résultats obtenus montrent que les fonctions de transfert calculées et expérimentales fournissent
des images déconvoluées de qualité similaire.
Le code documenté et testé sur des données a été fourni à l ESOet testé avec succès sur des données simulées
de NAOS (travail de Stephan Harder à la suite de sa thèse).
1.4 Prospective
1.4.1 OA grande dynamique
En plus d'améliorer la résolution des images, l'OA réduit considérablement l’énergie (ainsi que sa variabilité)
dans l'environnement proche d'une source brillante. La coronographie peut devenir d'autant plus performante
que l'énergie d'un tel objet brillant est ainsi confinée et stabilisée pour observer des objets très faibles à une
distance limitée par la diffraction du télescope. Nous avons souligné tout l'intérêt d'une optique adaptative
aux performances optimales, dans le cas favorable qui nous intéresse ici d'un champ faible autour d'un objet
brillant. Plusieurs équipes sont concernées par un tel instrument.
L’amélioration des performances visée passe par une correction d’un plus grand nombre de modes par
rapport aux instruments existants, éventuellement au détriment de la magnitude limite du système.
L’augmentation induite du nombre d’actionneurs pour le miroir déformable nécessite des choix
technologiques parfois nouveaux pour conserver un encombrement compatible avec l’environnement
instrumental. Certains instruments envisagés peuvent comporter jusqu’à 1000 actionneurs. Les microtechnologies
fournissent dans ce cas une solution intéressante pour atteindre les performances requises. Une
bande passante accrue est également requise dans ce type d’instrument.
De tels développements concernent dans le court terme l’équipement du VLT et du CFHT avec une optique
adaptative de performance accrue :
126

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
• François Ménard et Olivier Lai (CFHT) ont soumis a l'assemblée annuelle des utilisateurs et au Science
Advisory committee (SAC) du TCFH une proposition d'amélioration du système d'optique adaptative
PUE'O. Le plan propose le passage à un système de courbure à 104 éléments permettant d'obtenir des
rapports de Strehl très élevés (> 95%) dans l'infrarouge (H et K) et d'atteindre la limite de diffraction
dans le visible, au moins jusqu'à H-alpha. Des simulations numériques des performances ainsi qu'une
description des créneaux scientifiques qui deviendraient accessibles sont disponibles dans le document
présente au SAC. L'intérêt d'une telle plate-forme technologique pour la préparation des instruments qui
équiperont les futurs tres grands télescopes est aussi discuté.
• Cette logique s’inscrit bien dans le cadre de l’appel à idées émis par l’ESO en novembre 2001pour
l’instrumentation de seconde génération du VLT. L’instrument envisagé dans le document ESO
correspond à celui proposé par David Mouillet lors du workshop ESO préparatoire de juin 2001.
Dans le long terme, des applications spatiales sont considérées comme une extension de ce domaine
d’investigation.
1.4.2 AVES – IMCO
L'intérêt d'accéder au domaine visible derrière un système d'optique adaptative est multiple:
• Améliorer la résolution spatiale des images. Dans le cas de NAOS, la limite de résolution sera de 60
milliarcsec en bande K (2,2 microns) et de 20 milliarcsec en bande I (0,83 micron).
• Tirer le meilleur profit des performances des détecteurs visibles, aujourd'hui encore supérieures à celles
des détecteurs infrarouges (bruit de lecture de l'ordre de 80 électrons pour CONICA, comparé à un bruit
souvent inférieur à 5 électrons pour les détecteurs visibles), permettant de repousser la limite de
détection, particulièrement critique en coronographie ou en spectroscopie.
• Etendre le domaine de longueur d'onde vers le visible et rendre possible des comparaisons entre les
images obtenues dans le visible et l’infrarouge.
Ces constatations nous ont poussés à concevoir dans NAOS, outre le foyer pour CONICA (spectro-imageur IR),
une sortie additionnelle permettant l’implantation d’une voie pouvant accueillir un instrument fonctionnant
dans le domaine visible. Elles nous ont également incités à envisager un imageur-coronographe qui pourrait
être installé sur cette voie parallèle. Un masque de Lyot et un coronographe permettraient en outre d'obtenir
des images haute dynamique. Il apparaît que la réalisation complète de cet instrument est difficile à
envisager en interne, étant donné le plan de charge des ingénieurs et techniciens du laboratoire pour les
prochaines années. Parallèlement, un consortium italien développait l'idée de construire un spectrographe
AVES de résolution ~ 17000, destiné à l'observation de sources faibles (jusqu'à V = 22) qui serait couplé à
NAOS.
Etant données les contraintes (poids, moment, encombrement) sur l'instrument parallèle, et le fait que
l'imageur-coronographe et le spectrographe auront besoin du même type de détecteur, les équipes italiennes
et françaises ont décidé d'associer les deux projets en un seul. Ceci nous permet maintenant d'envisager sur la
voie parallèle de NAOS, un instrument multifonctions dont l'utilisation sera optimisée en fonction des
conditions de "seeing".
En parallèle, l'ESO a publié un appel à propositions pour équiper la voie parallèle de NAOS d'un instrument
de type visiteur. En réponse nous avons soumis à l'ESO une proposition technique complète pour AVES-
IMCO, avec un premier programme scientifique. Ces documents ont été présentés au STC de l'ESO en
octobre 2001 qui a nommé un groupe d'experts chargés d'étudier le dossier. Nous espérons donc une réponse
de l'ESO dans les mois à venir.
1.4.3 R&T Micro miroirs déformables
Les MOEMS, domaine actuellement en pleine émergence peuvent répondre dans le moyen terme à beaucoup
de nos besoins. L'environnement industriel et de la recherche à Grenoble est très favorable pour mener des
actions de fond sur le sujet.
Des développements spécifiques à nos besoins nous permettront d’utiliser les micro-technologies pour la
prochaine génération d’instruments dédiée au VLT, aux futurs ELT et aux applications spatiales. Un pôle de
recherche en interférométrie utilisant l'optique guidée sur substrats planaires existe déjà au laboratoire Ce
127

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
pôle nous a permis de tisser des liens étroits avec les partenaires grenoblois spécialistes des microtechnologies
dans le domaine de la recherche (LEMO/INPG, CEA/LETI/DMITEC, IRCOM) et dans le
domaine industriel (GeeO, Teem Photonics, CSO).
Dans ce sens, nous avons initié plusieurs actions en collaborations avec des laboratoires spécialistes des
MOEMS ou nécessaires à leur mise en œuvre (LEG/INPG, LPMO, IEMN d'une part pour la réalisation de
miroirs déformables utilisant des actionneurs magnétiques, et CEA/LETI/CEMO pour la réalisation de
miroirs déformables à actionneurs électrostatiques en lien avec CILAS comme industriel partenaire). Ces
actions nous permettent de participer activement à la définition et à la réalisation de composants spécifiques
à nos besoins. L’objectif est d’acquérir toutes les compétences nécessaires pour réaliser un système d'optique
adaptative de nouvelle génération et bien entendu de réaliser des composants directement utilisable pour
l’instrumentation en astronomie.
Nous visons dans ces développements plusieurs objectifs précis:
• Pour certaines applications astrophysiques visées le pas des actionneurs des miroirs déformables
actuellement disponibles sur le marché conduit, lorsque l’on souhaite un très haut niveau de correction, à
des dimensions de miroir importantes qui se répercutent sur l’ensemble de l’instrument, jusqu’à être
rédhibitoire pour les applications spatiales. La disponibilité de MMDs permet de répondre à ces
contraintes de compacité mais aussi de réduire significativement les coûts de fabrication.
• Nous souhaitons disposer de miroirs de petite taille s’intégrant plus facilement dans une instrumentation
globale, ou pour des télescopes de petite taille (interférométrie, équipement des télescopes de la classe 2-
4m).
• Enfin pour étendre le domaine d’application de l’optique adaptative il est nécessaire de réduire les coûts
de ces dispositifs, ou de leur environnement induit (montage opto-mécanique et contrôle
essentiellement).
• Nous souhaitons enfin initier les développements requis pour l’optique adaptative des télescopes de très
grande taille (30-100m).
En conséquence, pour répondre globalement à nos besoins futurs, le LAOG en lien avec nos partenaires
technologues investissons depuis quelques années dans le domaine des micro-technologies et nous
souhaitons renforcer nos équipes avec des personnes possédant des compétences interdisciplinaires qui
n'existent pas encore dans les laboratoires d’astronomie.
1.4.4 Structure Optique Adaptative
Suite aux journées de la SF2A de juin 2001, a émergé le besoin de structurer la communauté Optique
adaptative française (Systèmes pour les très grands télescopes, MMDs, MCAO, concepts instrumentaux,
traitements d'images...) par une structure visible qui puisse disposer de moyens financiers et humains
identifiés et ciblés sur ces objectifs capable également de regrouper des partenaires hors SDU.
Le LAOG participe activement à cette réflexion. Un groupe de recherche de structure coordonnés par Pascal
Puget a été mis en place.
Si les objectifs prioritaires du point de vue du LAOG concernent nos développements R&T liés à
l’instrumentation pour l’astronomie (futurs grands télescopes, OA pour interféromètres, OA intégrée aux
instruments de future génération, …). D’autres disciplines sont également considérées (laser, ophtalmologie,
...) non seulement comme justification des développements à mener pour obtenir les supports indispensables
en moyens financiers et humains, mais aussi pour les contributions que de nouveaux partenaires peuvent
apporter dans nos développements.
Cette fédération concerne actuellement des laboratoires français travaillant sur l’optique adaptative mais
aussi des partenaires hors SDU qui représentent des entités très différentes: laboratoires CNRS STIC ou
SPM impliqués dans des actions de R&T, organismes de recherche publics ONERA ou CEA, avec lesquels
une collaboration importante existe déjà. Elle concerne aussi des PME/PMI, soit pour certaines actions de
R&T, soit pour les développements futurs qu'il peut être intéressant (voir nécessaire) d'associer dans la phase
actuelle. Les collaborations pourraient aussi s‘étendre à d’autres organismes: l’INRIA pour les aspects
contrôle commande, l’INSERM pour les applications à l’ophtalmologie et l’imagerie médicale d’une façon
plus large.
128

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
1.4.5 Implications sur système OA pour NG-CFHT et ELT
Les premières études des futurs très grands télescopes montrent qu’ils ne seront correctement exploitables
que moyennant un système d’optique adaptative performant dont la réalisation constitue l’un des points durs
technologiques de ces programmes. Cet aspect sera abordé au LAOG et au sein de la structure optique
adaptative. Au LAOG nous travaillerons sur les composants à base de technologie MOEMS, mais également
en collaboration avec l’observatoire de Marseille sur les développements système.
129

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
2 Spectro-imagerie avec optique adaptative
2.1 Personnes impliquées
Le groupe instrumental de spectroscopie (« GIS») du LAOG comprend A. Chalabaev (CR), E. le Coarer
(IR) et P. Rabou (IR). A titre temporaire, en 1998-2001, ont contribué à l'activité du groupe, D. Le Mignant
(Thèse de Doctorat 1999, actuellement dans l’équipe des télescopes KECK, USA) et L. Trouboul (étudiant en
Thèse).
Le « GIS» a des liens forts avec d'autres composantes du LAOG (instrumentation, observations,
modélisation).
L'axe principal du groupe est la conception des spectrographes intégraux de champs tenant compte des
spécificités des techniques de haute résolution angulaire, notamment celles de l'optique adaptative.
2.2 Faits saillants
En 1998-2001, nous avons conçu, mis en oeuvre et exploité un des premiers spectro-imageurs de l'optique
adaptative, GRAF, utilisé au télescope de 3,6 m de l'ESO avec ADONIS. Fort de cette expérience, nous avons
contribué à la construction d'un autre spectro-imageur, GRIF, en collaboration avec les observatoires de
Paris-Meudon, et de Laval (Canada), et qui vient d'être mis en exploitation au télescope CFH à Hawaii.
2.3 Bilan
2.3.1 Spectro-imageur GRAF
L'instrument GRAF a été conçu et réalisé au LAOG en 1995-97. C'est un des premiers spectrographes
construit pour combiner la spectroscopie avec l'imagerie haute résolution angulaire fournie par l'optique
adaptative. De 1998 à 2001, il a été exploité avec succès au télescope de 3,6m de l'ESO au Chili sur une
dizaine de programmes astrophysiques (étoiles binaires et environnement circumstellaire). La réduction des
riches données obtenues au télescope est complexe et est encore en grande partie en cours. Toutefois, les
premiers résultats ont fait l'objet de communications en colloques internationaux (Chalabaev et al. 1999,
Trouboul et al. 1999).
Une illustration en est donnée sur l’image ci-dessous représentant une des trames constituant le "cube" des
données obtenues à l'aide de GRAF sur l'étoile éruptive Eta Car dans le domaine spectral 1668-1692 nm. Enhaut,
le champ de l'observation et le spectre à longue fente du milieu du champ. En-bas, la trame à gauche
est une observation rectifiée pour les effets du détecteur NICMOS (courant d'obscurité, variations de
sensibilité, interférences instrumentales). La trame contient 9 images de 0,9" x 9 " et une bande spectrale de
1.6 nm (R spectrale 10000). Les longueurs d'ondes des images sont distantes de 17 nm environ. En les
faisant varier, on recouvre la totalité du domaine spectral correctement échantillonné, l'observation entière
étant un cube de 48 trames. Au milieu et à droite: La même trame traitée par l'algorithme de déconvolution
de Lucy-Richardson, donnée, au milieu, en échelle linéaire d'intensité, et à droite, en échelle logarithmique.
L'image de l'étoile dans le fond continu, (n°2 1670.4 nm) a été utilisée comme fonction d'étalement de point
(auto-calibrage). On voit les objets B,C et D à droite de l'étoile, et la source IR à gauche. La résolution
spatiale est de 0,1".
2.3.2 Spectro-imageur GRIF
Mis à part les aspects purement astrophysiques, les conclusions du projet GRAF en tant qu'une des premières
expériences de combinaison de la spectroscopie avec l'optique adaptative ont servi pour l’optimisation du
130

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
spectro-imageur compact et refroidi GRIF, installé au télescope CFH (voir Clenet et al 2001). Le « GIS » y a
activement participé tant dans la conception que dans la fabrication, l'intégration et les tests au télescope.
1670
1675
-[FeII] 1676.9 nm
0.86”
0.2” = 500 a.u.
E
“Weigelt” knots
Eta Car
N
Wavelength (nm)
1680
- FeII 1678.3 nm
- Br11 1680.6 nm
SW “dusty” knot
1685
- FeII 1687.3 nm
1690
-1.0
0.0
Position (arcsec)
1.0
#1
1667.6 nm
δλ = 0.16 nm
0.86”
#2
1670.4
#3
1673.1
#6
1676.0
#5
1678.8
#6
1681.6
#7
1684.4
#8
1687.3
#9
1690.1
-1.0
0.0
arcsec
1.0
-1.0
0.0
arcsec
1.0
-1.0
0.0
arcsec
1.0
Données GRAF obtenues sur Eta Car (cf. texte) avec le 3.60m de l’ESO.
131

Rapport d’activité 1999-2001
2.4 Prospective
LAOG
2.4.1 Spectro-imageur GRAF
La réduction des données GRAF, leur exploitation astrophysique et la publication se poursuivront en 2002-
2003. Des résultats importants ont été obtenus sur l'étoile éruptive Eta Car (Chalabaev et al), les régions HII
ultra-compactes (Steklum et al), les binaires contenant Ae/Be de Herbig (Bouvier et al), T Tau (Monin et al),
naines M (Perrier et al).
2.4.2 Spectro-imageur GRIF
A la différence de GRAF, l'élément dispersif de GRIF, un grism, est installé dans un cryostat et refroidi, de ce
fait ce spectro-imageur est beaucoup plus sensible en flux que GRAF, mais avec une résolution spectrale
moins élevée. Il sera exploité par divers groupes pour étudier les objets faibles, les galaxies, les étoiles
naines. Nous apporterons un soutien technique pour certaines observations et la réduction des données.
2.4.3 Voie spectrale de l'instrument "Planet Finder" du VLT
Nous contribuons à la réponse française à l'appel d'offre pour l'instrument "Planet Finder" (VLT-PF) de la
2ème génération des instruments du VLT. Il s'agit d'un instrument ayant une optique adaptative de très haute
performance (haut contraste, haute dynamique) capable de détecter et d'étudier les planètes autours d'étoiles
proches. Le « GIS » prône l'ajout d'un spectrographe dans cet instrument. Nous pensons en effet que, d'une
part, une fois la détection d'une planète faite à l'aide de l'imagerie en bande large, nous aurons beaucoup à
gagner à obtenir son spectre et donc les informations sur la composition et les conditions physiques de
l'atmosphère planétaire. D'autre part, la spectroscopie dans les bandes spectrales appropriées pourrait
contribuer à la détection même de la planète. Le spectrographe doit répondre aux exigences de hautes
performances de l'ensemble, en particulier, en termes de haute dynamique et de détectabilité, ce qui constitue
un aspect instrumental original, car ces exigences sont rarement demandées aux spectrographes. Un autre
aspect original est l'observation simultanée en plusieurs bandes larges, dont la conception pourrait aussi être
à la charge du GIS.
132

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
3 Interférométrie optique
3.1 Personnes impliquées
• Permanents: Alain Chelli (AMBER), Anne Dutrey (MIDI), Gilles Duvert (AMBER), Thierry Forveille
(AMBER), Didier Fraix-Burnet (AMBER), Laurence Gluck (AMBER), Pierre Kern (IONIC, DARWIN),
Etienne Le Coarer (AMBER), Fabien Malbet (AMBER, IONIC, DARWIN), Jean-Louis Monin (AMBER),
David Mouillet (AMBER), Karine Perraut (AMBER, IONIC), Christian Perrier (AMBER, DARWIN), Pascal
Puget (AMBER, DARWIN).
Le groupe technique est également associé en tout ou partie (AMBER, IONIC).
• Thésitifs: Magny (IONIC), Pierre Haguenau (IONIC, DARWIN), Laurent (IONIC), Meg (AMBER), Tatillon
(AMBER)
• Post-docs: Berger, Ségransan
3.2 Faits saillants
L’interférométrie est l’activité instrumentale du LAOG qui a le plus évolué à la hausse depuis 1999. Cette
activité transversale aux thématiques astrophysiques du laboratoire regroupe la participation à un grand
projet européen, la construction de l’instrument AMBER du Very Large Telescope Interferometer, VLTI en
abrégé, (gestion projet, direction scientifique, développements logiciels, intégration et tests), le
développement de l’optique intégrée, une technologie totalement nouvelle appliquée à l’interférométrie ainsi
que la participation des membres du laboratoires aux différents efforts interférométriques dans le monde
(intégration de REGAIN sur GI2T, mode polarimétrique de GI2T, développements instrumentaux sur les
interféromètres IOTA et PTI, prototypes et banc de qualification DARWIN).
Les faits marquants du quadriennal 1999-2002 sont:
• Premières observations d’étoiles jeunes et de naines rouges avec les interféromètres infrarouges (cf.
thématique étoiles jeunes et étoiles de faible masse).
• Étude et réalisation de l’instrument AMBER, l’un des deux instruments de première génération du VLTI.
• Développement de la technologie optique intégrée pour l’interférométrie avec premiers composants,
premières caractérisations et premiers tests sur le ciel validant l’approche.
3.3 Bilan
3.3.1 Observations interférométriques sur IOTA et PTI
Nous ne détaillons pas dans cette rubrique les résultats obtenus avec les interféromètres infrarouges qui sont
développés dans les thématiques astrophysiques étoiles jeunes (Malbet et al. 1998, Millan-Gabet et al. 1999)
et étoiles de faible masse. Un grand effort a été effectué par le LAOG pour envoyer des jeunes chercheurs et
des étudiants sur les interféromètres IOTA situé dans l’Arizona et PTI situé en Californie afin de non
seulement de recueillir des données, mais aussi pour les former aux techniques d’interférométrie longue
base. Au total, nous avons cumulé près d’une vingtaine de semaines d’observations sur 4 ans financées pour
partie par l’Action Spécifique Grands Télescopes de l’INSU et le Programme National Haute résolution
angulaire et astrophysique (PNHRAA) et pour partie par le LAOG. Cela nous a permis d’acquérir une
grande expérience sur les stratégies d’observation et sur la partie réduction de données en plus des résultats
astrophysiques. Ainsi nous avons été bien préparés pour participer à l’instrument AMBER sur le VLTI, mais
133

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
aussi pour cadrer les développements de R&T en optique intégrée ainsi que pour la genèse du Centre Jean-
Marie Mariotti (JMMC).
Ces travaux sont notamment présentés dans deux thèses observationnelles: Berger (1998) et Ségransan
(2001).
Figure 1: Sous-système "Unité de calibrage" d'AMBER en fin de montage à l'Observatoire de Bordeaux.
Figure 2: Sous-système "Unité de filtrage spatial en bande K" d'AMBER en fin de montage à la division technique
de l'INSU. Les pièces optiques vont par groupe de 3, le nombre des voies utilisables par AMBER.
3.3.2 Développement instrumental: AMBER
Le deuxième axe de développement de nos activités en interférométrie pointe vers l’instrumentation VLTI. Le
LAOG fait partie du consortium de l’instrument AMBER qui comprend aussi l’OCA (Nice), l’UNSA (Nice),
l’observatoire d’Arcetri (Italie) et l’institut Max-Planck de Bonn (Allemagne). Nous avons signé un contrat
avec l’ESO pour fournir une instrumentation pour le proche-infrarouge. En 1998, le projet avait déjà fait
l’objet d’études préliminaires qui ont résulté en une Conceptual Design Revue (Janvier 1999), une
Preliminary Design Revue (février 2000) et une Final Design Revue (avril 2001), toutes ces revues passées
avec succès. Nous sommes maintenant en phase de réalisation (cf. Figures 1 à 3) et la phase d’intégration
134

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
débutera début 2002 pour une installation de l’instrument sur le site de Paranal (Chili) vers la fin de l’année.
Le LAOG s’est investi principalement dans le logiciel de contrôle et de traitement des données et dans la
phase d’intégration et de tests qui aura lieu en 2002 à Grenoble. Le LAOG fournit plusieurs responsables du
projet: P. Puget chef projet depuis mi-1999 auprès du PI, R. Petrov; F. Malbet Project Scientist cordonnant
les efforts du groupe interférométrique pour la conception de l’instrument et qui, depuis début 2000, a aussi
pris la charge du groupe scientifique; K. Perraut chargée des intégrations et E. Le Coarer responsable du
sous-système logiciel.
Pierre Mège (2002) a effectué sa thèse sur la formation du signal interférométrique dans AMBER notamment
et a participé à la définition des spécifications de l’instrument.
Figure 3: Sous-système "Spectrographe" d'AMBER en fin de montage à l'observatoire astronomique d'Arcetri. Le
support tournant du réseau est visible au premier plan, dans le banc froid du système cryogénique.
AMBER (Petrov et al. 2001) est un instrument du VLTI travaillant dans le proche-infrarouge. Il intéresse les
équipes du LAOG pour un grand nombre de thématiques: les équipes « EJDJ » et « DP2G » pour l’étude
des disques, des jets et de la multiplicité, l'équipe « ETFM » pour les études sur les naines et les exoplanètes
chaudes (de type 51 Peg b ou τ Boo) et l'équipe « SHERPAS » pour l’étude des noyaux actifs de galaxies et
les jets associés. Dans le récent appel à idées sur AMBER, les scientifiques du LAOG ont soumis 30
propositions sur 102. Cela montre l’intérêt porté par les astrophysiciens du LAOG à cet instrument.
3.3.3 Recherche et développement: optique intégrée
En 1996, P. Kern et F.Malbet (Kern et al. 1996, Malbet et al. 1999) ont suggéré de recombiner les faisceaux
des interféromètres avec des composants d’optique intégrée, cette technologie permettant de réaliser des
guides monomodes sur des substrats planaires. Outre le filtrage spatial, l’optique intégrée permet d’envisager
un instrument complexe intégré sur un seul composant de quelques cm 2 , un instrument stable et peu sensible
aux contraintes extérieures comparé à un instrument utilisant des fibres optiques, un instrument maintenant
la polarisation (propriété intrinsèque à la technologie) tout cela pour un coût réduit.
En revanche, tout comme les fibres optiques, l’optique intégrée ne permet un fonctionnement monomode que
sur une largeur spectrale limitée. Certains domaines spectraux, développés pour les télécommunications ou
les capteurs, correspondent à des bandes de transmission de l’atmosphère (autour de 0.6 µm, 0.8 µm, 1.3 µm
ou 1.55 µm), soit les bandes atmosphériques R, I, J et H. Les recherches pour les autres bandes du domaine
infrarouge telles que les bandes K à N (entre 2.5 µm et 12 µm) qui présentent un grand intérêt sur le plan
astrophysique, sont à ce jour très peu nombreuses voire inexistantes.
Dans ce contexte, il apparaît qu’en interférométrie, une économie d’échelle importante peut résulter de
l’intégration, sur une seule puce optique, de l’ensemble du recombineur de faisceaux, atout majeur dans le
135

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
contexte d’instrumentations intrinsèquement complexes. Plus spécifiquement, le développement de ces
techniques s’avère crucial pour la mise en oeuvre de la recombinaison cohérente des grands télescopes et des
Figure 4: (a) Principe d'utilisation des composants d'optique planaire pour la recombinaison de deux voies
interférométriques de IOTA en bandes H et K; (b) Composants développés, par gravure de silice sur silicium, au
LETI et, par échange d'ions sur substrat de verre, à GEEO suivant la technique de l'IMEP (ex-LEMO),
connectorisés avec une fibre monomode; (c) L'interféromètre IOTA sur le Mont Hopkins (Arizona) sur lequel un
troisième télescope a été installé en 2001, avec lequel les premiers tests de clôture de phase sont programmés
pour 2002.
Figure 5: Gauche: premières franges d’interférences obtenues au foyer de l’interféromètre IOTA du CfA avec un
recombinateur à 2 télescopes. Droite: mesures de visibilités obtenues sur l’étoile U Ori de type Mira montrant la
grande précision atteinte.
réseaux de plus de 2 télescopes (le Very Large Telescope Interferometer européen, la mise en réseau des
télescopes KECK 1 et 2 à Hawaii, le programme OHANA à Hawaii, ...) ainsi que pour les interféromètres
136

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
3.3.4 Autres travaux
spatiaux comme SIM, IRSI/Darwin, TPF, ... Nous avons étendu l’application de la technique "optique
intégrée" tant en terme de couverture spectrale qu’en terme de nombre de fonctionnalités (recombinaison à N
télescopes, ...). Ces travaux permettent de fournir des solutions élégantes pour recombiner 3, 4 ou plus de
télescopes et pour réaliser un filtrage spatial dans l’infrarouge thermique pour des missions de type DARWIN.
Nous avons réussi à fabriquer et tester en laboratoire des composants pouvant recombiner jusqu’à 4
télescopes (Berger et al. 1999, Haguenauer et al. 2000, Kern et al. 2001). Par ailleurs nous avons montré que
cette technologie était extensible à la bande K à 2.2 µm (Laurent et al. 2002). Finalement nous avons testé
cette technologie en conditions réelles sur le ciel par des expériences de faisabilité sur GI2T en 1998-1999 et
des premières franges sur IOTA en 2000 (Berger et al. 2001, cf. Figures 4 et 5). Ces travaux ont fait l’objet de
3 thèses expérimentales (J.-P. Berger 1998, Haguenauer 2001, Laurent en cours, Magny en cours, et thèses
en collaboration avec le LEMO) et aussi d’une thèse plus théorique sur la compréhension de la propagation
de la cohérence de la lumière au sein de guides d’onde (Mège, soutenance en 2002). Ces travaux font l’objet
de nombreuses collaborations notamment avec le laboratoire LEMO de l’ENSERG/INPG, le LETI du CEA
Grenoble, l’IRCOM à Limoges, et diverses entreprises comme GeeO, Teem Photonics, CSO, ALCATEL
Space industries, etc... Le CNES nous aide largement pour ces travaux notamment en crédits R&T et aussi en
financement de thèse et de post-doctorants.
Le LAOG s’est impliqué dans des travaux que nous ne détaillerons pas ici. Outre la participation ponctuelle
(implications de A. Dutrey) au groupe scientifique de MIDI et à la préparation du projet ALMA, il s’agit de la
préparation de la seconde génération d’instrument du VLTI aussi bien sur les aspects optique intégrée que sur
les aspects systèmes. Le LAOG a participé aux réflexions sur l’instrument double champ PRIMA de l’ESO,
aux travaux préparatoires de DARWIN qui étaient effectués à l’IAS. Le LAOG a aussi répondu en appui à
ALCATEL Space Industries à l’appel d’offre de l’ESA sur un prototype d’interféromètre à franges noires
pour préparer DARWIN, appel d’offre qui a été remporté et donc qui s’est continué par les études et
réalisations. Le LAOG a participé à la création du Centre Jean-Marie Mariotti pour la définition des besoins.
Par ailleurs les chercheurs du LAOG se sont investis dans un certain nombre d’écoles post-doctorales pour
former la communauté à l’utilisation des interféromètres. Nous pouvons citer les écoles de l’IRAM sur
l’interférométrie millimétrique (Sept. 98 – juin 2000) mais incluant aussi un volet sur les interféromètres
optiques (IRAM Millimeter Interferometry Summer Schools: juin 2000). Par ailleurs, dans le cadre du JMMC,
le LAOG a apporté une aide importante à l’école nationale Préparation des premières observations du VLTI
qui se déroulait du 22 au 25 octobre 2001 à Nice et organise l’école européenne EuroWinter School
“Observing with the Very Large Telescope Interferometer qui aura lieu du 3 au 8 février 2002 aux Houches.
Il existe aussi des introductions à l’interférométrie données dans le cadre du réseau européen de l'équipe
« EJDJ »: Young stellar clusters: the angular limit du 13 au 15 décembre 2001 à Grenoble. Enfin, le LAOG
participe à l’école « Interferometry week » à Santiago du Chili en Janv. 2002.
3.4 Prospective
Le quadriennal 2003-2006 verra la fin de la construction d’AMBER, son intégration et les tests de
fonctionnement dans le hall d’intégration du LAOG, sa première lumière sur le ciel au VLTI et très
probablement les premiers résultats astrophysiques dès 2003. Le laboratoire s’impliquera tout autant dans
l’exploitation astrophysique de MIDI quand cet instrument sera ouvert à la communauté. Ce quadriennal sera
aussi une période décisive pour l’application de l’optique intégrée dans les instruments de prochaine
génération notamment sur le VLTI mais aussi sur les prototypes des missions spatiales de l’ESA. Le LAOG
souhaite participer aux prochains développements de l’interféromètre européen en apportant sa compétence
système et logicielle développée pour AMBER et sa compétence en optique intégrée, notamment pour
d’éventuels instruments astrométrique et coronographique. Il souhaite aussi s’impliquer de manière
significative dans un consortium européen en vue de développer un instrument imageur sur le VLTI. En effet,
il ressort de la prospective astrophysique des différentes thématiques du LAOG que la capacité d’imagerie
du VLTI est certainement le mode le plus attractif pour l’étude des milieux circumstellaires que des noyaux
de galaxies, aussi bien pour les processus d’accrétion, d’éjection que pour la caractérisation fine des objets
137

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
(masse, multiplicité, ...). Ces développements instrumentaux sont bien sûr étroitement liés aux
développements logiciels du JMMC prenant en charge les données produites par les instruments.
Au niveau de la R&T interférométrique, nous axerons nos développements sur l’extension de l’optique
intégrée vers les grandes longueurs d’onde pour DARWIN, la possibilité d’insérer des signaux métrologiques
pour l’astrométrie, la possibilité de brancher directement un détecteur à jonction tunnel supraconductrice
(JSET/STJ) en sortie de composants pour augmenter l’intégration de l’instrument. Nous pensons aussi étudier
les composants actifs qui permettraient à l’avenir d’intégrer la modulation du chemin optique directement
dans les composants. Nous envisageons d’étudier les fonctions dichroïques et de placer l’instrument complet
dans un cryostat ainsi que nous l’avons tenté au début de nos études (Rousselet-Perraut 2000). Il est possible
qu’un composant recombinateur puisse être utilisé dans un démonstrateur spatial comme SMART-2 ou
SMART-3 de l’ESA. Finalement il nous semble judicieux de se pencher sur le problème de l’injection de la
lumière dans les guides d’ondes avec une optique adaptative optimisée.
Dans les 4 années à venir, il est essentiel de renforcer le potentiel chercheur par des postes à temps partagé
(50%) avec une thématique astrophysique. Actuellement, il y a environ l’équivalent de 2 chercheurs à temps
plein réparti sur 4-5 personnes. Sur la période du quadriennal, un apport d’un poste équivalent temps plein
sur 2 nouveaux chercheurs permettrait de renforcer le suivi des projets et la continuité de la R&T. Au niveau
technique, le renforcement de l’équipe technique du LAOG notamment sur les activités détecteurs et
développements informatiques (contrôle instrumental) nous paraît indispensable.
Les prochaines années vont être particulièrement actives au niveau de la coordination des projets européens
au sein de l’ESO et de l’ESA (seconde génération VLTI, DARWIN). Le LAOG compte un certain nombre de
personnes participant à ces efforts et donc il est nécessaire de prévoir un soutien en fonctionnement suffisant
pour permettre de participer aux diverses réunions de coordination.
138

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
4 Centre Jean-Marie Mariotti
4.1 Personnes impliquées au LAOG
• Permanents: Jean-Philippe Berger, Alain Chelli (Directeur), Gilles Duvert (responsable du groupe
ASPRO), Fabien Malbet, David Mouillet
• Doctorants: Pierre Mège, Eric Tatulli
4.2 Le Centre Mariotti
Pendant longtemps, la haute résolution angulaire, en particulier l’interférométrie, a été le fait de petites
équipes scientifiques. Elle était considérée comme un domaine exotique de développement réservé à des
spécialistes à cause de la complexité des techniques et de la difficulté à contrôler le signal en sortie. Dans la
dernière décennie, la situation a radicalement changé grâce à l’introduction de l’optique adaptative et du
filtrage spatial. Ce qui a permis de contrôler le signal interférométrique et de produire des observables avec
une précision de 1% avec des logiciels de réduction de données automatiques. L’utilisation des moyens
interférométriques par des non spécialistes comme n’importe quels instruments devint alors possible.
Le Centre Jean-Marie Mariotti (JMMCenter) ou Centre Mariotti est un centre d’expertise interférométrique
optique. Il a été créé par l’INSU en septembre 2000 sous l’impulsion de l’ASHRA, du LAOG et de
l’Observatoire de Nice. Ses vocations sont:
o unir les compétences et coordonner les efforts français en vue de l’exploitation optimale de
l’interférométrie optique, en particulier du VLTI,
o contribuer à placer les utilisateurs en position opérationnelle optimale en satisfaisant les besoins
logiciels générés par les instruments interférométriques, en formant la communauté astrophysique
française à leur utilisation et en lui fournissant service et assistance,
o capitaliser le savoir faire de la communauté interférométrique française
o participer à la réflexion prospective sur les nouveaux instruments interférométriques
Le JMMC est un laboratoire sans murs s’appuyant sur:
o des Laboratoires, Instituts ou Observatoires, appelés partenaires du Centre, dont une liste est
données ci-après,
o un centre de coordination localisé au LAOG
En juillet 2001, la CSA a approuvé l’inscription du JMMC dans la liste des centres nationaux de traitement et
d’archivage reconnus parmi les services d’observation de l’INSU, reconnaissant ainsi comme tâches de
service CNAPles activités liées au JMMC.
4.3 Objectifs
Le développement des moyens interférométriques génère un énorme besoin logiciel. Un des objectifs du
JMMC est de remplir ces besoins pour que l’utilisateur puisse se concentrer sur les problèmes astrophysiques.
Plus généralement, les objectifs du Centre sont:
o Recherche et développement: fournir les logiciels pour 1) préparer les observations
interférométriques, 2) réduire les données, 3) interpréter les observables en termes de modèles
physiques ou de reconstruction d’images
o Service: 1) documenter et maintenir les productions logicielles, 2) assister les utilisateurs des
moyens interférométriques
o Formation: organiser des écoles scientifiques dans les domaines interférométriques pour les
étudiants et les chercheurs
139

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
4.3.1 Groupes d’étude, recherche et développement
4.3.2 Formation
Le Conseil Scientifique du JMMC a créé 4 groupes d’étude, recherche et développement. L’ensemble de ces
groupes implique fin 2001 25 chercheurs et 5 doctorants. Le LAOG a une participation active dans les 3
premiers groupes ci-dessous.
• Groupe "ASPRO" (responsable Gilles Duvert, LAOG): le JMMC développe un logiciel pour préparer
(c’est à dire étudier la faisabilité) les observations interférométriques avec le VLTI, mais aussi avec
d’autres instruments comme GI2T, CHARA, IOTA, PTI,... Il est conçu de telle sorte que n’importe quel
astronome, avec ou sans connaissances interférométriques puisse préparer ses observations. La première
version de ce logiciel ainsi que son manuel d’utilisation ont été livré en octobre 2001,
• Groupe "Catalogue de calibreurs" (responsable Philippe Berio puis Daniel Bonneau, OCA): la
détermination précise de la visibilité d’un objet nécessite le calibrage de la visibilité brute par la réponse
instrumentale. Cette réponse instrumentale est estimée sur une source ponctuelle dont le diamètre est
connu très précisément. Le Centre développe un système expert de sélection de calibreurs. L’utilisation
optimale des catalogues standards du CDS se fera dans le cadre d’une collaboration JMMC/CDS. La
première version de ce logiciel a été livrée en octobre 2001.
• Groupe "Modèles" (responsable Guy Perrin, LESIA): Le JMMC développe un formalisme général pour
interpréter les observables des interféromètres optiques (visibilité, clôture et phase différentielle) en
termes de modèles analytiques. L”utilisateur pourra utiliser de manière transparente ses propres modèles.
Le cas des modèles numériques sera étudié dans une phase ultérieure. La première version de ce logiciel
est prévue pour 2003.
• Groupe Reconstruction d’images: dans le futur, le VLTI pourra fonctionner avec 8 télescopes, ouvrant
ainsi la possibilité de reconstruire des images. Les techniques radio et millimétriques ne sont pas
directement applicables aux observables des interféromètres optiques parce que la phase absolue n’est
généralement pas accessible à ces derniers. Un groupe a été formé pour proposer des solutions pour
reconstruire des images à partir des observables de l’interférométrie optique. La première version de ce
logiciel est prévue pour 2004.
Il est nécessaire d’organiser des écoles de formation pour préparer la communauté astrophysique française à
l’utilisation des moyens interférométriques. Le Centre Mariotti organise plusieurs écoles dans les domaines
interférométriques:
o Astrophysique et Interféromètre du Very Large Telescope: préparation des premières observations
du VLTI,Nice (France) 22-24 octobre 2001
o Observing with the Very Large Telescope interferometer, Les Houches (France) 3-8 février 2002,
o Ecoles programmées: 2 e école française, courant 2003; 2 eme école européenne, courant 2004
4.4 Partenaires du JMMC
Début 2002, les partenaires du JMMC sont au nombre de 10. Ce sont:
o Département Fresnel (Observatoire de la Côte d’Azur)
o Département d’Astrophysique (Université de Nice-Sophia Antipolis)
o IRCOM (Université de Limoges)
o LAOG (Observatoire de Grenoble)
o LAT (Observatoire de Midi-Pyrénées)
o LESIA (Observatoire de Paris Meudon)
o LISE (Observatoire de haute Provence)
o OBX (Observatoire de Bordeaux)
o Observatoire de Lyon
o ONERA (Châtillon)
140

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
4.5 Prospective
4.5.1 Recherche et développement
Les activités des 4 groupes d’étude, recherche et développement du JMMC s’étaleront bien au delà de 2003.
Nous prévoyons de livrer une seconde version d’ASPRO exploitant la phase différentielle en 2002/2003,
mais aussi d’intégrer au logiciel la plupart des interféromètres existants, dont les télescopes KECK, ainsi que
ceux à venir. Le module expert de recherche de calibreurs est en constante évolution. En effet, il s’agit de
faire des prédictions de diamètre de calibreurs de plus en plus précises. Pour cela, il nous faudra injecter de
plus en plus de science dans ce module et confronter en permanence les prédictions théoriques aux résultats
expérimentaux. Les premières versions des logiciels “Modèles” et “Reconstruction d’images” sont prévues
pour 2003/2004 et seront optimisées au cours du temps.
Nous prévoyons de concrétiser en 2002, en collaboration avec l’IRAM, le groupe de recherche et
développement UNIDEE (UNified Interferometric DEvelopment Environment). Ce groupe sera dirigé par
Pierre Valiron (LAOG) et aura pour but de fournir des solutions pratiques pour inter-opérer les logiciels
existants permettant ainsi de développer des programmes de traitement de données hybrides en sélectionnant
le meilleur des logiciels les plus prometteurs ou les plus populaires (IDL, Yorick, GILDAS, AIPS++, etc).
Le JMMC prévoit de s’impliquer dans le développement du traitement des données de l’instrument PRIMA du
VLTI, ainsi que de produire des logiciels de traitement optimisés pour les instruments AMBER et MIDI
(AMBER+ et MIDI+). A moyen terme et long terme, l’objectif du JMMC est de s’impliquer dans les
développements logiciels liés à la seconde génération d’instruments du VLTI, aux interféromètres basés sur la
frange noire, ainsi qu’aux interféromètres spatiaux, en particulier DARWIN.
4.5.2 Réseau d’expertise européen
Il existe actuellement 3 centres d’expertise interférométrique en Europe: le centre hollandais NEVEC créé en
1999, le JMMC créé en 2000 et FRINGE le centre allemand en démarrage. Une première prise de contact
entre les 3 centres et l’ESO est prévue début 2002 afin d’examiner les possibilités de créer un réseau
d’expertise interférométrique européen. Ce réseau d’expertise pourrait aussi inclure Cambridge (Angleterre),
l’Observatoire de Genève (Suisse) et l’Université de Liège (Belgique). Un des objectifs de ce réseau
européen serait de coordonner, rationaliser et optimiser les actions européennes autour du VLTI et de ses
futurs développements. Le Centre Mariotti appuie fortement la création d’un tel réseau et en serait une
composante majeure.
4.5.3 Moyens
Une forte montée en puissance des besoins informatiques du Centre de Coordination du JMMC, notamment
dans le domaine de la reconstruction des cubes de données et des bases de données associées, est attendue à
partir de 2003. Le Centre de Coordination du LAOG prévoit de s’appuyer sur le SCCI pour les traitements
lourd et de déployer des ressources d’accueil pour l’assistance aux utilisateurs des moyens
interférométriques. Ces ressources d’accueil, outre les besoins en moyens informatiques, nécessiteront la
construction d’une extension au LAOG de l’ordre de 400 m 2 dont le coût est estimé à 400 k€ . Il compte
également s’impliquer dans le réseau de compétences autour de CIMENT et espère pouvoir bénéficier de la
variété des plate-forme CIMENT pour la validation de ses solutions technologiques et logicielles. Bien
entendu, les besoins du JMMC seront intégrés dans le cahier des charges de la jouvence du SCCI inscrite au
CPER de CIMENT en 2004. Il est aussi à prévoir des besoins de sous-traitance logicielle ponctuelle pour les
phases critiques de développement de ses produits logiciels. Cette sous-traitance n’est pas couverte est de
l’ordre de 4 équivalents temps plein d’ingénieurs en développement de logiciels de traitement de données,
soit 4x46 k€ = 183 k€.
Au niveau des moyens humains, le Centre de Coordination a d’ores et déjà un besoin urgent en ingénieurs,
notamment un chef projet, un ingénieur système et un ingénieurs qualité.
141

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
5 WIRCAM
5.1 Personnes impliquées
• Permanents
o Jean-Luc Beuzit, responsable scientifique (“Project Scientist” de WIRCAM)
o Jérome Bouvier, membre du Steering Group WIRCAM
o Pascal Puget, responsable technique du projet pour la contribution française
o Eric Stadler, conception, intégration et tests mécaniques
o Patrick Rabou, participation à la conception et aux tests optiques
o Philippe Feautrier, conception, intégration et tests de la cryogénie
o Yves Magnard, intégration et tests mécaniques
o Alain Delboulbé, intégration et tests
o Sandrine Ortuno, secrétariat et documentation.
5.2 Faits saillants
La caméra grand-champ infrarouge WIRCAM (Wide-field InfraRed CAMera) pour le CFHT est actuellement
en cours de définition finale et toutes les solution techniques ne sont pas encore figées à ce jour. De même le
partage exact des tâches entre les instituts participant au consortium qui réalisera WIRCAM est en cours de
discussion. Les instituts concernés sont le Laboratoire d’Astrophysique Expérimentale de l’Université de
Montréal (LAE), l’Institut National d’Optique du Canada (INO), le Laboratoire d’Astronomie de Grenoble
(LAOG), Le laboratoire d’Astronomie de l’Observatoire Midi-Pyrénées (LAOMP), le LESIA de
l’Observatoire de Paris, l’Institut d’Astronomie (IfA) de l’Université d’Hawaii et le CFHT.
Le concept général est quant à lui maintenant figé, et les caractéristiques principales de l’instrument sont
présentées dans la table ci-dessous.
Domaine spectral 1 à 2.5 microns (bandes J, H, K)
Echelle pixel
0.3 arcsec/pixel
Champ
Modes
Qualité image
Nombre de filtres 7 à 9
20.5 x 20.5 arcmin
Imagerie uniquement
Correction de guidage par tip-tilt
5.3 Prospective
5.3.1 Contexte scientifique
Le concept d’une caméra grand-champ pour l’infrarouge, en complément à MEGACAM a été largement
discuté en 1998 lors du User's Meeting du CFHT à Québec. A la suite de cette réunion, le SAC a recommandé
qu’une telle caméra soit développée le plus rapidement possible.
Depuis lors, un groupe de travail a préparé le cahier des charges scientifique de cette caméra et des études
conceptuelles ont été menées par K. Hoddap (Université d’Hawaii) et R. Doyon (Université de Montréal).
Par ailleurs des accords ont été passés avec d’une part le Korea Astronomy Observatory (KAO) et d’autre
part le Cosmology and Particle Astrophysics consortium (CosPA), un groupe d’instituts de recherche de
Taiwan, pour financer partiellement la réalisation de cette caméra, WIRCAM, en complément du financement
disponible au CFHT. Une participation financière complémentaire a été également proposée par la CSA de
l’INSU mi-2001.
142

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
Concept d'implantation mécanique avec les données optiques préliminaires de WIRCAM au foyer primaire du
télescope de 3.6m CFHT. Les lentilles sont représentées en bleu et l'enveloppe de faisceau en rouge. La partie en
filaire représente précisément la cage primaire du télescope qui accueillera l'instrument. Moyens d'étude
mécanique du LAOG (logiciel de CAO I-DEAS).
Concept d'implantation optomécanique avec les données optiques préliminaires du cryostat de WIRCAM et de son
interface de fixation à la structure du foyer primaire du télescope de 3.6m CFHT. Moyens d'étude mécanique du
LAOG (logiciel de CAO I-DEAS).
Le budget étant maintenant assuré, la phase d’études détaillées a débuté officiellement mi-octobre 2001, avec
la réunion d’un kick-off meeting à Waimea. L’un des arguments forts de ce projet est la mise en service
rapide de la caméra, prévu pour le printemps 2004, qui permettra ainsi au CFHT de conserver son avance
dans le domaine de l’imagerie grand-champ.
Les objectifs scientifiques de WIRCAM sont présentés en détail dans le rapport du groupe de travail et de suivi
(WIRCAM Steering Group) mis en place par le SAC du CFHT (Beuzit et al., 2001).
Il s’agit principalement d’étendre les capacités d’imagerie à grand-champ du CFHT vers l’infrarouge, en
complément de MEGACAM, pour permettre l’étude des objets froids ou enfuis. Les principaux sujets mis en
avant par le groupe de travail sont listés ci-dessous:
143

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
• Comptage de galaxies et cosmologie
• Etude des propriétés des galaxies très peu lumineuses (clustering, fonctions de luminosité, fonctions de
corrélation spatiale)
• Amas de galaxies (identification des amas par les "redshifts" photométriques, fonctions de luminosité,
fonctions de masse)
• Supernovae à grand "redshift "
• Quasars (au-delà de z = 7)
• Formation stellaire dans les nuages moléculaires
• Fonction de masse initiale (naines brunes dans les amas jeunes, naines brunes du champ, naines brunes
du Halo)
• Structure et évolution galactique
Les équipes du LAOG travaillant sur la formation et l’évolution stellaire dans les étoiles jeunes (section C.5)
et les étoiles de faible masse (section B-6) sont directement intéressées par l’utilisation de cette nouvelle
caméra.
5.3.2 Implication du LAOG
Dans le cadre du projet WIRCAM, le LAOG a la responsabilité de l’ensemble des activités liées à la
conception, à la réalisation et à l’intégration de la mécanique et de la cryogénie de l’instrument. Le LAOG
sera directement en charge de la cryogénie et de l’interface entre la caméra et le télescope, les
cryomécanismes et leur électronique de commande étant eux conçus et réalisés au LAOMP puis intégrés au
LAOG. De plus l’intégration optomécanique finale, incluant les éléments optiques fournis par le LAE et
l’INO ainsi que le système de guidage réalisé par le LESIA, se fera également au LAOG.
144

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
6 Détecteurs pour l’astronomie
6.1 Personnes impliquées
• Permanents :
o Philippe Feautrier (JSET et caméras)
o Etienne Le Coarer (JSET et caméras)
o Olivier Preis (caméras)
• Thésitifs:
o Agustin Gallardo (ED de physique, UJF, sur financement du Mexique; caméras)
o Corentin Jorel (ED EAAT, INPG; JSET)
Le bureau d'études intervient en mécanique et électronique.
6.2 Faits saillants
L'activité détecteurs pour l'astronomie du laboratoire s'oriente sur deux axes principaux:
o les détecteurs à comptage de photons JSET (Jonctions Supraconductrices à Effet Tunnel).
o les caméras utilisant des mosaïques type CCD visible et IRCMOS.
Pour les détecteurs JSET, nous avons réussi à faire fonctionner un mono-détecteur JSET en mode "comptage
de photons" à une longueur d'onde de 0.8 µm. Les premiers résultats ont été obtenus avec une jonction en
Niobium. Puis d'excellentes jonctions en Tantale ont été fabriqué au début de l'année 2001. Elles ont à
présent le même niveau de performances que les jonctions en Niobium, mais avec un potentiel de
développement plus important. Elles devraient permettre de pousser le fonctionnement du détecteur en mode
comptage jusqu'à la fin de la bande K, ce qui en ferait un détecteur très intéressant pour des applications en
interférométrie où rapidité et sensibilité sont exigés simultanément. Ces résultats ont été obtenus lors de la
thèse de Bertrand Delaët, parti depuis en post-doc début 2001 à JPL. Un deuxième étudiant, Corentin Jorel, a
pris sa suite en thèse en octobre 2001.
Pour les caméras à détecteurs "mosaïques", nous avons principalement travaillé sur les projets suivants:
o Une caméra infrarouge de laboratoire, qui utilise un détecteur SOFRADIR 128x128 pixels de type
IRCMOS. Cette caméra est en fonctionnement quasi journalier depuis 3 ans. Elle sert de détecteur
infrarouge pour les expériences d'optique guidée du laboratoire (projet IONIC).
o Caméra pour l'analyseur visible de surface d'onde de Naos (cf. Figure 1): le cryostat et le détecteur
étaient fournis par l'ESO. Nous y avons intégré un système d'échange de matrices de microlentilles
fonctionnant à froid.
6.3 Bilan
6.3.1 Détecteurs JSET
Les collaborations scientifiques
Dans le cadre de ce projet, nous collaborons avec les laboratoires suivants :
o Le CEA Grenoble, au DRFMC/SPSMS/LCP. C’est un laboratoire de recherche fondamentale en
physique de la matière condensée. Il fournit une logistique importante pour la fabrication des
composants qui fait appel à des techniques pointues de la microélectronique, avec en particulier une
salle blanche équipée de machine de déposition et de gravure de couches minces.
o Le CRTBT est un laboratoire propre du CNRS à Grenoble, spécialisé dans la physique à très basse
température. Il a fournit le cryostat à dilution qui nous permet de refroidir nos détecteurs à 100 mK,
ainsi que l’expertise pour la réalisation d’un préamplificateur à très faible bruit.
145

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Figure 1: Caméra de l'analyseur visible de surface d'onde de NAOS/CONICA installée dans la bonnette du système
d'optique adaptative. Le système NAOS est ici sur le simulateur de foyer Nasmyth dans le hall de montage de
Paranal (Novembre 2001).
Figure 2: (gauche) Caractéristique I/V d'une jonction JSET 50x50 µm 2 au Tantale réalisée avec les moyens du
DRFMC/CENG et testée avec les moyens de cryogénie à dilution du CRTBT; (droite) la même jonction vue au
microscope électronique.
Les soutiens financiers obtenus
Nous avons été financé par :
o Le programme interdisciplinaire Ultimatech du CNRS
o Le BQR de l’Université Joseph Fourrier
Les résultats obtenus
Les résultats obtenus sont très prometteurs, malgré la difficulté inhérente à cette technologie très novatrice.
Nous obtenons depuis le début de l’année 2001 des jonctions à base de Tantale d’excellente qualité, avec un
courant de fuite très réduit. La résistance dynamique au point de polarisation (environ 2 mV) est typiquement
de l’ordre de 250 kΩ, ce qui nous situe au premier plan de ce qui se réalise dans le monde. Pour obtenir un
détecteur qui fonctionne en comptage de photons jusqu’à la bande K, nous devons encore progresser sur les
points suivants :
o Augmentation de la transparence tunnel de la jonction (ou ce qui revient au même, sa densité de
courant). Ce paramètre est réglable par les conditions d’oxydation de la barrière tunnel.
146

Chapitre C
Opérations: Bilan et prospective
o Augmentation de la qualité des couches de Tantale pour tendre le plus possible vers l’épitaxie et
diminuer les pertes
o Optimisation du processus de fabrication pour améliorer son rendement et la qualité moyenne des
détecteurs obtenus. Ce critère deviendra très important lorsqu’il s’agira de réaliser des mosaïques de
plusieurs détecteurs.
La Figure 2 montre la caractéristique I/V (courant/tension) d’une jonction au Tantale de très bonne qualité
que nous avons réalisé. Cette jonction a une surface de 50x50 µm 2 , on en trouvera une photographie prise au
microscope électronique à balayage sur la même figure.
Ces jonctions ont été illuminées par une photodiode pulsée de type télécom qui émet à λ=0,8 µm. On
parvient à se mettre dans des conditions où la jonction ne reçoit que quelques photons à chaque fois,
typiquement moins de 10 en moyenne. La Figure 3 montre que les jonctions de type JSET sont capables de
discerner le nombre de photons reçus. Nous avons pu montrer ce fonctionnement avec des jonctions au
Niobium et également au Tantale. Les jonctions au Tantale permettront dans l’avenir d’isoler parfaitement le
photon individuel, et même d’avoir une résolution en longueur d’onde modérée dans l'infrarouge proche.
Figure 3: (gauche) Histogramme détecté par une jonction JSET au Niobium montrant le caractère quantifié du
nombre de photons émis par une photodiode à λ = 0.8 µm (Delaët 2000); (droite) Idem avec une jonction au
Tantale, qui permettra de monter plus loin en longueur d'onde (Jorel 2001)).
Figure 4: (gauche) Système d'échange de microlentilles du senseur de front d’onde de NAOS pour le VLT
fonctionnant à froid, ici en cours d'intégration pendant la phase d'alignement ; (droite) Intégration et tests de
caméras en salle blanche pour les projets NAOS et IONIC.
6.3.2 Caméras
Nous avons tout d’abord démontré notre savoir faire en construisant une caméra infrarouge qui utilise une
détecteur IRCMOS 128x128 pixels fabriqué par SOFRADIR. Cette caméra utilise un détecteur militaire qui
a une charge stockable très importante (20 millions de charges) pour un bruit de lecture de 700 e-. Nous nous
sommes aperçus à l’usage que ce type de détecteur avait beaucoup d'intérêt en laboratoire, car disposant de
147

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
beaucoup de signal, on est alors plus souvent gêné par la saturation du détecteur que par le bruit de lecture.
Ce détecteur a été complètement caractérisé à très faible flux.
Nous nous sommes également investis dans l’optique adaptative du VLT avec le projet NAOS. Pour
l’analyseur visible de surface d’onde a été développé un mécanisme froid d’échange de microlentilles (voir
Figure 4). Le repositionnement de ce mécanisme froid (de la matrice 7x7 à la matrice 14x14 microlentilles et
inversement) se fait avec une précision de 2 µm. Les deux matrices de microlentilles, situées à 3 mm du
CCD, sont alignées sur celui-ci avec une précision de 2 µm également une fois l’ensemble refroidi. Cette
caméra a été installée avec l'optique adaptative NAOS sur le foyer Nasmith du VLT à Paranal en Novembre
2001.
6.4 Prospective
6.4.1 JSET
Activité scientifique
Avec la nouvelle thèse qui vient de démarrer, nous prévoyons de travailler sur les axes suivants :
• Consolidation du processus de fabrication des monodétecteurs avec des jonctions en Tantale
• Démonstration du comptage de photons en bande K
• Démonstration du couplage des détecteurs à comptage de photons JSET avec l’optique intégrée IONIC.
• Une fois ces étapes validées, nous souhaitons jeter les premières bases d’un instrument interférométrique
prototype combinant JSET et l’otique intégrée, par exemple la réalisation d’un suiveur de franges.
Postes et moyens de fonctionnement
6.4.2 Caméras
Au stade actuel du projet JSET, les moyens nécessaires en terme de postes et de fonctionnement sont
relativement réduits. La thèse démarrée en octobre 2001 et l’appui ponctuel du bureau d’études sont
suffisants pour la phase de démonstration du comptage de photons en bande K. Il n’en sera pas de même
bien sur si nous passons à la phase de réalisation d’un prototype capable d’observer sur le ciel combinant
JSET et optique intégrée.
Nous sommes en train de développer une caméra infrarouge faible bruit utilisant un détecteur PICNIC
256x256 pixels fabriqué par Rockwell. Ce détecteur est sensible jusqu’à 2,5 µm et devrait nous permettre
d’atteindre un bruit de lecture inférieur à 20 e. Cette caméra est conçue pour d’être facilement duplicable et
surtout adaptable à d’autres détecteurs infrarouges. Quand cela est possible, nous essayons d’utiliser des
composants du commerce. Profitant de l’expérience acquise avec NAOS, nous mettons en place pour cette
caméra une gestion de projet et une documentation rigoureuses. De la sorte, cette nouvelle expertise que
nous sommes en train d’acquérir dans le domaine des caméras très faible bruit pourra être mis à profit pour
les besoins futurs de la communauté.
Nous auront également une participation très importante dans la caméra WIRCAM du CFHT.
Postes et moyens de fonctionnement
En terme de postes, les moyens actuels sont suffisants, notamment grâce à l’arrivée très récente d’un nouvel
ingénieur électronicien affecté à ce projet.
Les moyens de fonctionnement induits concernent la salle blanche, les fluides cryogéniques et la
maintenance des bancs de pompage et moyens divers en vide-cryogénie.
148

D - Annexes
Images comparées du satellite jupitérien IO obtenues en raie de Brackett γ (2.166 µm) en optique adaptative: à
gauche, avec le télescope KECK I à Hawaï; à droite, avec le système d'optique adaptative NAOS et sa caméra
CONICA sur le télescope YEPUN du VLT (Décembre 2001) (tiré de ESO Press Photos 04/02; cf. C-1).
Image composite de IO en raie de Brackett γ et en bande large L' (3.8 µm) et nomenclature des régions
discernables, certaines étant des volcans, avec le système d'optique adaptative NAOS et sa caméra CONICA sur le
télescope YEPUN du VLT (Décembre 2001). Io a un diamêtre de 3660 km et un diamêtre angulaire de 1.2 arcsec
(tiré de ESO Press Photos 04/02; cf. C1).

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
1 Bilan financier
Ventilation des ressources par type de crédits
RECURRENTS
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001
Soutien de Base URA/UMR 440 480 550 800
Quadriennal Fonctionnement 387 303 303 305
Quadriennal Equipement 144,5 238 238 238
Infrastructure POM2 31 31 31 31
TOTAL 1002,5 1052 1122 1374
SPECIFIQUES/PROGRAMMES
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001
TP Astro Observatoire 49
Recettes Forum optique 20
Vacations CNRS 110 30 30 30
Vacations INSU 18
Coopération Franco/Australienne 16 9
Grands Télescopes 78 26 11 62
GdR PCMI puis programme 20 20 35 60
GdR Milieux Circumstellaires 2
GdR ADJ 28 12
PICS 10 17,5
MOYENS LOGISTIQUES CIAA 10 20
ATI MALBET 100
ATI BEUST 60
ATI PERRAUT 170
PNC 250 100
PNP 30 25 72
PCHE 27,4 13,2
ASPS puis PNPS 122 163 337 280
PNHRA puis AS HRA (Y COMPRIS CNES) 227 79 76,5 50
AS Ministère JLM 100
Actions Spécifiques ACI 300,6 701
IUF (GP, JLM , GH) 276 267,5 165,8 200
FITT J BEREZNE 275 70
UFR DE PHYSIQUE TP ASTRO 55
IAS CNRS Ile de France 215
actions intégrées 6
total 1812,6 804 1963,7 957,2
OPERATIONS/PROJETS
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001
EQUT Extension Bâtiment 500 290
opération POM2+ DIABOLO 190
Opération R&d "MMD" 140 150
150

Chapitre D
Annexes
opération R&d "IONIC" 100
Equipement labo: Informatique 130
NAOS 400 490
AMBER 65 90 130 400
CNES (HRA + en 99 ASPS 25KF) 274,2 295 63 505
INdifférenciés Observatoire (commission Obs 150 25 70 150
+Rech en 01
BQR UJF 150 0
TOTAL 1729,2 1190 633 1205
CONTRATS
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001
BDI AEROSPATIALE PART ETUDE 28,5
BDI CSO PART ETUDE 5,6 17 17 11,3
BDI ALCATEL PART ETUDE 14 42,5 42,5
CEE Réseaux J Bouvier 1054
INTAS G PELLETIER 19
OTAN 79
ESO Coronographe 16,9
ESO NAOS 550 2984 325 465
ESO S HARDER 145
ALCATEL SPACE 279
total 601 3160 463,5 1870,8
RECAPITULATIF
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001
Récurrents 1002,5 1052 1122 1374
Spécifiques/Programmes 1812,6 804 1963,7 957,2
Opérations/Projets 1729,2 1190 633 1205
Contrats 601 3160 463,5 1870,8
5145,3 6206 4182,2 5407
3500
3000
Récurrents
Spécifiques/Programmes
Opérations/Projets
Contrats
2500
2000
MONTANT
1500
1000
500
0
Contrats
Opérations/Projets
Spécifiques/Programmes
1998
ANNEE
1999
2000
2001
Récurrents
TYPE CREDIT
1998 1999 2000 2001
Récurrents 1002,5 1052 1122 1374
Spécifiques/Programmes 1812,6 804 1963,7 957,2
Opérations/Projets 1729,2 1190 633 1205
Contrats 601 3160 463,5 1870,8
151

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Répartition des crédits par origine
MONTANT HT EN KF
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001
MEN/DRED………sous-total 1439 865 1839 1094
Quadriennal Fonctionnement 387 303 303 305
Quadriennal Equipement 144,5 238 238 238
Infrastructure POM2 31 31 31 31
INdifférenciés Observatoire (puis commission Obs
+Rech en 01 ) 150 25 70 150
BQR UJF 150 0
AS Ministère JLM 100
Actions Spécifiques ACI 300,6 701
IUF (GP, JLM , GH) 276 267,5 165,8 200
FITT J BEREZNE 275 70
UFR DE PHYSIQUE TP ASTRO 55
TYPE DE CREDITS 1998 1999 2000 2001
CNRS/INSU…….sous-total 292 2213 1933 2496
Soutien de Base URA/UMR 440 480 550 800
TP Astro Observatoire 49
Recettes Forum Optique 20
Vacations CNRS 110 30 30 30
Vacations INSU 18
Coopération Franco/Australienne 16 9
Grands Télescopes 78 26 11 62
EQUT Extension Bâtiment 500 290
opération POM2+ DIABOLO 190
Opération R&d "MMD" 140 150
opération R&d "IONIC" 100
Equipement labo: Informatique 130
GdR PCMI puis programme 20 20 35 60
GdR Milieux Circumstellaires 2
GdR ADJ 28 12
PICS 10 17,5
MOYENS LOGISTIQUES CIAA 10 20
ATI MALBET 100
ATI BEUST 60
ATI PERRAUT 170
BDI AEROSPATIALE PART ETUDE 28,5
BDI CSO PART ETUDE 5,6 17 17 11,3
BDI ALCATEL PART ETUDE 14 42,5 42,5
PNC 250 100
PNP 30 25 72
PCHE 27,4 13,2
ASPS puis PNPS 122 163 337 280
PNHRA puis AS HRA (Y COMPRIS CNES) 227 79 76,5 50
NAOS 400 490
AMBER 65 90 130 400
CNES (HRA + en 99 ASPS 25KF) 274,2 295 63 505
CONTRATS/autres ….sous-total 782 3129 410 1817
CEE Réseaux J Bouvier 1054
INTAS G PELLETIER 19
OTAN 79
ESO Coronographe 16,9
ESO NAOS 550 2984 325 465
ESO S HARDER 145
IAS CNRS Ile de France 215
ALCATEL SPACE 279
Actions intégrées 6
TOTAL GENERAL 5 145 6 206 4 182 5 407
152

Chapitre D
Annexes
3129
3500
3000
1439,1 781,9
2500
1474,2
1838,8 1817
2000
1450,1 864,5
1500
1124 410 1000
1088,5
1094 500
1699,4
0
1998
234 CONTRATS ET AUTRES
977
1519
1999
MEN/DRED
CNRS
INSU
MEN/DRED
CONTRATS ET
AUTRES
2000
INSU
2001 CNRS
1998 1999 2000 2001
CNRS 1450,1 1088,5 1699,4 1519
INSU 1474,2 1124 234 977
MEN/DRED 1439,1 864,5 1838,8 1094
CONTRATS ET AUTRES 781,9 3129 410 1817
Dépenses communes
Evolution des dépenses communes
du LAOG de 1998 à 2001
700
600
500
MONTANT HT KF
400
300
200
100
0
1998 1999 2000 2001
Bibliothèque 152 113 102 113
Fonctionnement Général (Tél, 352 298 319 490
Fax, affranchissement,
Papeterie…)
Missions Labo 420 363 318,5 348
Personnel 218 303 137 160
Informatique 335 400 509 643
Matériel Technique 136 232 405 430
Infrastructure 52 70 111 255
Mobilier 135 81 12,7 80
153

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Dans le tableau des budgets annuels, la somme des dépenses ci-dessus équilibre les recettes obtenues en
sommant les crédits annuels, les reliquats de l’année précédente et les prélèvements effectués sur les projets
(10% de la part investissement).
Type de crédits 1998 1999 2000 2001 Total & my
Crédits récurrents (soutien de base) 1002 1052 1122 1215 4391
Crédits non récurrents (opérations diverses) 778 345 230 180 1533
Prélèvements sur Projets 20 463 562 524 1569
Reliquats dépensés 0 0 0 600 600
Total des recettes == Dépenses 1800 1860 1914 2519 8093
Nombre de permanents/personnes 47/61 46/66 47/71 51/76 47,5/68,5
Recettes (hors reliquats)/permanent/an 40,0 40,4 40,7 37,6 39,4
Recettes (hors reliquats)/personne/an 29,5 28,2 27,0 25,2 27,3
On constate que le "soutien de base", augmenté de prélèvements sur les projets, est en légère diminution sur
la période en particulier lorsque le chiffre est ramené au nombre de personnes émargeant effectivement à ce
budget.
En outre, la part de crédits de fonctionnement demeure faible: les crédits ministériels quadriennaux sont à cet
égard critiquement bas et l'essentiel du fonctionnement provient du soutien de base CNRS. Un effort
important a été fait pour diminuer certaines sources de dépenses sur lignes "fonctionnement": anticipation du
basculement vers les abonnements électroniques, achat d'un véhicule pour limiter les coûts des missions...
La part du poste "fonctionnement" dans les crédits ministériels quadriennaux doit impérativement être
augmentée de façon importante (cf. demande de contractualisation). Dans le même ordre d'idées, il est
essentiel que l'OSUG poursuive son appui aux Services d'Observation malgré leur nature strictement nonlocales
en astrophysique (cf. A-1.3), afin d'aider à couvrir les coûts induits des projets lourds. Enfin, la
croissance continue du LAOG impose un rattrapage du glissement déjà apparent lors de l'évaluation
précédente des recettes sur "soutien de base" par permanent ou par personne.
154

Chapitre D
Annexes
2 Ressources humaines (listes nominatives)
Les listes sont reprises de la demande de contractualisation pour 2003 et sont donc fondées sur les mêmes
dates de validité. Voir la section A-5 pour l'analyse de l'évolution en cours de quadriennal.
2.1 Personnel permanent
Chercheurs
Nom, Prénom, Date de Naissance
Liste nominative des chercheurs statutaires au 01 Janvier 2002.
Corps
grade
Section HDR Arrivée
ds unité
BEUZIT Jean-Luc - 20 Janvier 1965 CR1 14 CNRS 11/99 CNRS
BOUVIER Jérôme 11 Avril 1959 DR2 14 CNRS X 01/91 CNRS
CHALABAEV Almas - 30 Décembre 1951 CR1 14 CNRS 01/93 CNRS
DOUGADOS Catherine - 21 Décembre 1964 CR1 14 CNRS 10/92 CNRS
FRAIX-BURNET Didier - 29 Juin 1962 CR1 14 CNRS X 01/95 CNRS
Organisme de rattachement
GUILLOTEAU Stéphane -30 Nov.1957 DR2 14 CNRS X 09/84 CNRS Mis à disposition IRAM
LAGRANGE Anne-Marie - 12 Mars 1962 DR2 14 CNRS X 10/90 CNRS
LEFLOCH Bertrand 26 Décembre 1967 CR1 14 CNRS 10/99 CNRS
LONGARETTI Pierre-Yves - 20 Avril 1961 CR1 14 CNRS 05/93 CNRS
MALBET Fabien - 25 Novembre 1967 CR1 14 CNRS 09/94 CNRS
MENARD François - 11 Avril 1962 CR1 14 CNRS 10/92 CNRS
PETRUCCI Pierre-Olivier - 20 Février 1971 CR2 14 CNRS 11/01 CNRS
VALIRON Pierre - 11 Août 1953 DR2 14 CNRS X 09/81 CNRS
WIESENFELD Laurent - 10 Mars 1955 CR1 4 CNRS X 09/01 CNRS (mi-temps au LAOG)
Enseignants-chercheurs
Liste nominative des enseignants-chercheurs et personnels CNAP statutaires au 01 Janvier 2002.
Nom, Prénom, Date de Naissance
( classer par établissement)
Corps grade
Section
CNU
HDR
Date arrivéeEtablissement d’affectation
BECK Françoise – 26 Avril 1941 Assistante 34 09/91 UJF
BENAYOUN J-Jacques – 24 Janv1943 PR 2 34 X 04/82 UJF
FERREIRA Jonathan – 28 Août 1966 MC 34 09/96 UJF
FORESTINI Manuel - 23 Juillet 1963 MC 1 34 X 01/93 UJF
HENRI Gilles – 21 Avril 1962 PR 2 34 X 09/90 UJF
KAHANE Claudine – 1 er Mars 1957 PR 2 34 X 06/80 UJF
MONIN Jean-Louis – 2 Juillet 1959 PR 2 34 X 04/88 UJF
MOUILLET David – 02 Décembre 1970 MC 2 34 09/97 UJF – Détaché CNRS Tarbes
NOZIERES Catherine – 23 Mai 1942 MC 34 X 09/90 UJF
155

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
PELLETIER Guy - 23 Mars 1946 PR HC 34 X 11/90 UJF
RIST Claire - 19 Novembre 1962 MC 1 34 09/93 UJF
BERGER J.-Philippe - 30 Décembre 1968 Astro-Adj 2 CNAP 06/02 UJF
BEUST Hervé - 26 Mai 1964 Astro-Adj 1 CNAP X 12/93 UJF
CHELLI Alain - 2 Août 1954 Astronome 2 CNAP X 01/93 UJF
DELFOSSE Xavier - 18 Février 1969 Astro-Adj. 2 CNAP 09/00 UJF
DESERT François-Xavier -5 Sept 1960 Astronome 2 CNAP 11/97 UJF
DUTREY Anne - 18 Février 1963 Astro-Adj 1 CNAP 10/94 UJF
DUVERT Gilles - 9 Août 1957 Astro-Adj 1 CNAP 02/87 UJF
FORVEILLE Thierry - 11 Juillet 1961 Astronome 2 CNAP 07/88 UJF
LAZAREFF Bernard - 1er Octobre 1949 Astronome 2 CNAP X 10/81 UJF détaché IRAM
LUCAS Robert - 9 Décembre 1949 Astronome 1 CNAP X 02/80 UJF détaché IRAM
PERRAUT Karine - 27 Mars 1971 Astro-Adj 2 CNAP 09/98 UJF
PERRIER Christian - 1er Juillet. 1954 Astronome 1 CNAP X 10/91 UJF
Personnel technique & administratif
Nom, Prénom
Date de Naissance
Corps Grade
Quotité
recherche (1)
Organisme
d’appartenance (2)
AREZKI Brahim - 30 Mars 1955 IE2 1 MENRT/UJF
BEREZNE Jean - 10 Avril 1939 IR1 1 CNRS
BERGER Fabienne - 5 Juillet 1968 Ag. Adm 1 MENRT/UJF
BLANC Agnès - 4 Août 1971 Emploi Jeune 1 Contractuel UJF
BOUILLET Françoise - 16 Avril 1957 AI 1 CNRS
BUISSON Ginette - 3 Août 1945 IEHC 1 CNRS
CHARTON Julien - 2 Octobre 1973 IE2 1 CNRS
DELBOULBE Alain - 10 Juillet 1963 AI 0,8 CNRS
FEAUTRIER Philippe - 17 Février 1965 IR2 1 CNRS
FULGET Sylvie - 26 Septembre 1958 Adj. Adm 0,8 MENRT/UJF
GLUCK Laurence - 8 Septembre 1972 IE2 1 CNRS
JOCOU Laurent - 20 Juillet 1971 AI 1 CNRS
KERN Pierre - 23 Mai 1959 IR1 1 CNRS
LE COARER Etienne - 8 Mars 1959 IR2 1 MENRT/UJF
MAGNARD Yves - 26 Mars 1964 TCS 1 CNRS
MOUREY Richard - 27 Mai 1960 TCN 1 CNRS
ORTUNO Sandrine - 2 Août 1971 TCN 1 CNRS
PREIS Olivier - 23 Septembre 1964 AI 1 CNRS
PUGET Pascal - 20 Octobre 1949 IR0 1 CNRS
RABOU Patrick - 16 Juin 1961 IR1 1 CNRS
STADLER Eric - 12 Juillet 1969 IE2 1 CNRS
VENTURA Noël - 1 er Mars 1958 TCS 1 CNRS
156

Chapitre D
Annexes
2.2 Personnel non-permanent
Invités, post-docs...
Le tableau reprend la liste I.3.3 de la demande de contractualisation à laquelle sont rajoutés les visiteurs
ayant séjourné moins de 6 mois.
Nom, Prénom
Date de naissance
Statut (1)
Cat.
(2)
HDR
BARRADO D. Ens.-ch. invité UFR Phys. V Espagne
Organisme ou établissement de
rattachement
Date
arrivée ou
année
2000
2001
Date départ
ou durée
2 mois
5 mois
BOGOVALOV S. Ens.-ch. invité UFR Phys. V X Russie 1999 2 mois
CECCARELLI Cecilia Astronome associé V CNRS Italien 09/95 08/00
CECCARELLI Cecilia Astronome V Observatoire Bordeaux 09/00 Tps partiel
CLARKE C. Ens.-ch. invité UFR Phys. V Grande-Bretagne 2000 3 mois
CLARKE D. Ens.ch invité UFR Phys.+CNAP V X Canada 1999/00 12 mois
FAURE Alexandre Ens.-ch. associé A UJF 09/01 08/02 ?
JAMES David Autre chercheur P UJF 09/01 08/03
LATTANZIO J. Ens.-ch. invité UFR Phys. V X Australie 1999 2 mois
MADDISON S. Post-doc CNAP+DRET P Australie 1999 12 mois
MAYER Istvan PAST 98-99 V X Central Research Institute for
Chemistry - Budapest
09/99 12/99
NOGA J. Ens.-ch. invité UFR Phys. V X Slovaquie 1999/01 9 mois
SHESTAKOVA S. Chercheur invité V Kazakhstan 1999 1 mois
SCHNEIDER N. Post-doc allemand P Allemagne 2000 6 mois
WIESENFELD Laurent DR accueilli à mi-temps CNRS X Spectrométrie physique UJF 09/01 09/02
Doctorants
(1): PAST: professeur Associé à Temps Partiel
(2) V: Visiteur; P: Post-doc, A: Autre
Les sujets de thèses proposées par les membres du LAOG correspondent à des formations en astrophysique,
majoritairement (thèses avec des supports ministériels), et en micro-optique, microélectronique ou traitement
du signal (visant des thèses sur supports BDI dans plusieurs cas). L'école doctorale de rattachement est
majoritairement l'ED de physique de l'UJF mais on voit depuis quelques années l'intérêt d'émarger aussi à
l'ED EEATS de l'INPG. Les autres ED de rattachement (ED TUE, ED SVS) ne sont pas concernées sur la
période.
Nom, prénom
Directeur
de thèse
Début
thèse
Mode de
Financement
(1)
DEA d'origine
ED de
rattachement
CHAUVIN Gaël
A.M. Lagrange, D. Mouillet
10/00
A
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
GALLARDO Augustin
P. Feautrier, C. Perrier
06/01
Mexique
Maestria Mexicaine INAOE
Physique UJF
GALLIANO Emmanuel
D. Alloin (ESO), D. Fraix-Burnet
10/99
ESO
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
GIALIS Denis
G. Pelletier
09/01
A
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
GIL Carla
T. Lago, P.Garcia (Portugal), F.Malbet
11/01
Portugal
Université de Porto (Portugal)
Porto+UJF
LACHAUME Régis
JL. Monin, F. Malbet
09/00
AC
Astrophysique Paris 6
Physique UJF
LAGNY Laure
157

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
LAGNY Laure
P. Bénech (LEMO), P.Kern
10/01
B INDUS
Optique, Optoélect. et Microon.
EEATS (INPG)
LAURENT Emmanuel
I. Schanen (LEMO), P. Kern
11/99
B INDUS
Photonique Strasbourg(ENSPS)
EEATS (INPG)
LECLERQ Samuel JOREL
A. Benoît (CRTBT), FX. Désert
11/00
A
Méth. Phys. Expé. et Instr. UJF
Physique UJF
Corentin
R. Rimey (LEMO), P. Feautrier
10/01
AM
Microélectronique UJF/INPG
EEATS (INPG
KARMANN Cyrille
H. Beust
09/99
A
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
LECLAIR Gwenaëlle
M. Forestini
10/01
AM
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
MARCHAL Lydie
X. Delfosse, C. Perrier
10/01
A
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
MORAUX Estelle
J. Bouvier
09/00
AC
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
MEGE Pierre
A. Chelli, F. Malbet
10/98
A+ASSOC
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
PIETU Vincent
C. Kahane, A. Dutrey
10/01
AM
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
SCHWARTZ Wilfrid
JL. Monin, JL. Beuzit
10/99
CIFRE
TATULLI Eric
A. Chelli, F. Malbet
10/01
BDI CNRS A
Traitement du Signal INPG
Physique UJF
SAUGE Ludovic
G. Henri
10/00
A
Astrophys. et Milieux Dilués
Physique UJF
A: Allocation de recherche; AM: Allocataire-moniteur ; AMN: Allocataire-moniteur-normalien
Thèses soutenues
Liste des 22 thèses soutenues du 1/10/98 au 31/12/01
Nom, prénom
Directeur thèse
Date
souten.
Financement(1)
Etablis.
d'inscr.
Devenir professionnel
LOINARD Laurent
Castets A.
03/98
A
UJF
Recherche Astro. (Mexique)
CORPORON Patrice
Lagrange A.M., J. Bouvier
03/98
A
UJF
Entreprise
LE MIGNANT
Heydari M., Chalabaev A.
0/98
A
Paris 7
Recherche Astro. (Etats-U.)
GOUGEON Samuel
Castets A.
02/98
Autre:ESRF
Paris 7
Enseignement
GEOFFRAY Hervé
Monin J. L
10/98
CIFRE
UJF
Post-Doc (CNES)
PETRUCCI P-Olivier
Pelletier G.
10/98
AM
UJF
Chercheur CNRS
BERGER J-Philippe
Ménard F., Kern P., Perrier C.
11/98
A
UJF
Chercheur CNAP
HARDER Stephan
Bertout C., Chelli A.
05/99
A
UJF
Entreprise
FAURE Alexandre
Valiron P.
10/99
A
UJF
ATER
RENAUD Nicolas
Pelletier G.
12/99
AMX
UJF
Entreprise
DUFOUR Emmanuel
Forestini M.
02/00
A
UJF
Entreprise
LAVALLEY Claudia
Bertout C.
06/00
Autre:Mexique
UJF
Situation précaire
SAUGE Sébastien
Valiron P.
07/00
A
UJF
Post-Doc
KERSALE Evy
Pelletier G., Longaretti P.Y
07/00
A
UJF
Post-Doc
DUCHENE Gaspard
Bouvier J., F. Ménard
11/00
AM
UJF
Post-Doc (EU)
AUGEREAU J-Charles
Lagrange A.M.
12/00
A
UJF
Post-Doc (CEA)
DELAET Bertrand
Castets A.
03/01
A
INPG
Post-Doc (JPL, EU)
VIARD Elise
Hubin N., Tallon M., Perrier C.
06/01
Autre: ESO
UJF
Post-Doc (Italie)
SEGRANSAN Damien
Forveille T., Perrier C.
06/01
A
UJF
Post-Doc (Genève)
CASSE Fabien
Pelletier G., Ferreira J.
10/01
A
UJF
Post-Doc(Alcatel Space)
HAGUENAUER Pierre
Kern P. , Perrier C.
11/01
BDI CNRS
UJF
Post-Doc
MAILLARD Nicolas
Valiron P.
11/01
A
UJF
La ventilation des thèses par thématique est indiquée ci-dessous (année de démarrage), sur une période plus
propice à l’analyse que la durée du contrat quadriennal.
158

Chapitre D
Annexes
SHERPAS
AMOL /
Cosmologie
EVOL MIS EJDJ ETFM DP, DPP HRA R&T
1990 Terquem
Tessier
Ghez
1991
Ferreira
Rosso
LeFloch Joncour
1992 Warin Ageorges Beuzit
1993 Marcowith Siess
Gueth
Loinard
Corporon 1 Corporon 1 Geoffray
1994 Allain Delfosse Mouillet Menessier
1995 Petrucci Gougeon Lavalley
Harder
Le Mignant 2
1996 Renaud
Maillard
Faure Dufour Berger 1 Berger 1
Sauge S.
1997 Kersalé Duchène Augereau
Trouboul
Viard
Delaët
1998 Casse Ségransan Mege Haguenauer
1999 Galliano Lachaume Karmann
2000 Sauge L. / Leclerc 3 Moraux Chauvin
2001 Gialis Leclair Marchal Pietu
Gil 4
Tatulli
Laurent
Schwartz
Gallardo
Lagny
Notes:
(1) Lié à deux équipes
(2) Partiellement au LAOG, principalement au DESPA
(3) Cosmologie
(4) Partiellement au LAOG, principalement au Portugal
159

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
2.3 Responsabilités
A titre indicatif, la liste des responsabilités assumées par les membres du laboratoire est donnée ci-dessous, à
jour à la date de rédaction de ce rapport (voir aussi les fiches d'activité). Elle est démonstrative de
l’implication forte des personnels dans la gestion de la discipline et de ses structures. Comme mentionné
dans la synthèse, cette implication a atteint un niveau trop important, hypothéquant à terme le maintien du
niveau de l’activité de recherche.
Responsabilités au plan local (UJF)
Conseil scientifique de l'UJF
Etienne Le Coarer
Commission du budget de l'UJF
Claudine Kahane (présidence)
Etienne Le Coarer
Conseil des études et de la vie universitaire (CEVU)
Claudine Kahane
Commission paritaire d’établissement
Elus Etienne Le Coarer
Sylvie Fulget
UFR de physique/Direction-adjointe
Claudine Kahane)
Conseil d'UFR de physique
Elus Manuel Forestini
Jean-Louis Monin
Bureau
Claudine Kahane
Commission de Spécialistes de physique
Jerome Bouvier
Alain Castets (Bordeaux)
Francois-Xavier Desert
Jonathan Ferreira
Manuel Forestini
OSUG
Comité de Direction
Pierre-Yves Longaretti
Conseil d'administration
Francoise Bouillet
Didier Fraix-Burnet
Commission recherche
Pierre-Yves Longaretti
Commission observatoire
Pierre-Yves Longaretti
Karine Perraut
Pascal Puget
Commission services communs
Didier Fraix-Burnet
Service commun de calcul intensif
Pierre Valiron
Commission Paritaire d'Etablissement
Etienne Le Coarer
Experts jurys ITARFs
Pierre Kern
Etienne Le Coarer
Pascal Puget
Filieres d'enseignement, formations
DEA Astrophysique de l'ED de physique
Gilles Henri
Filières
Jean-Jacques Benayoun
Manuel Forestini
Responsabilites au plan national
Ministère de la recherche, Direction de la recherche
Directeur scientifique STU de la MSU
Jean-Louis Monin
Ministère de l’enseignement supérieur, CNAP
Jerome Bouvier
CNU Gilles Henri
CNRS, Section 14 du comité national
Guy Pelletier
CNRS, SDU, Conseil de département
Pierre Valiron
CNRS, INSU
Chargée de mission
Anne-Marie Lagrange
Direction de PN (PNPS)
Jerome Bouvier
CNRS, CSA de l'INSU
Jerome Bouvier
Commission MAN informatique
Pierre Valiron
CNRS, Programmes nationaux
Direction de l'ASHRA
Anne-Marie Lagrange
Conseil de l'ASHRA
Pierre Kern
Conseil du PNP, sujet "syst. plan. extrasol."
Fabien Malbet
Conseil du PNP, sujet "origine et évolution précoce …"
Anne Dutrey
CNRS, Comité de programmes 4 (Astrophysique, géophysique,
Terre solide) de l’IDRIS et Comité thématique 4 du CINES
Pierre Valiron
CNRS, Comité des programmes du CFHT (CF-CFHT)
Jean-Luc Beuzit
CNES, Groupe ad-hoc astronomie
Jérome Bouvier
Autres
ESO Ad-hoc committee for the VLTI
Fabien Malbet
Comité des programmes ESO (OPC)
Panel C2 Thierry Forveille
CFHT, Conseil (SAC)
Jean-Luc Beuzit
IRAM, Scientific Advisory Committee
Francois-Xavier Désert
Comité des programmes du HST
Thierry Forveille
Anne-Marie Lagrange
Responsabilités de projets INSU (PI, PS ou PM)
Jean-Luc Beuzit (WIRCAM)
Alain Chelli (JMMC)
Anne-Marie Lagrange (NAOS)
Fabien Malbet (AMBER)
Pascal Puget (NAOS)
160

Chapitre D
Annexes
3 Formation et diffusion des connaissances
Outre les enseignements dispensés dans les trois cycles universitaires, par les personnels enseignantschercheurs
(essentiellement à l’UFR de Physique) et aussi certains personnels chercheurs ou ingénieurs
CNRS), deux actions particulières sont menées par le LAOG: des travaux pratiques décentralisés (ie qui ont
lieu dans les murs des laboratoires) et la diffusion des savoirs sous forme de vulgarisation.
3.1 Travaux pratiques
A l'occasion du quadriennal qui s'achève, l'UFR de Physique a souhaité réformer en profondeur son
enseignement expérimental. C'est dans ce contexte qu'est né le Centre d'Enseignement Supérieur et
d'Initiation à la Recherche par l'Expérimentation (CESIRE). L'un des cinq objectifs poursuivis consistait à
ouvrir l'accès des laboratoires du site aux étudiants de second cycle à l'Université. Il s'agit d'accueillir ces
étudiants pour des travaux pratiques de relativement courte durée hors du milieu habituel prévu pour ces
activités, en utilisant soit du matériel de recherche (en mode démonstration) soit du matériel voire des salles
dédiés (auquel cas les étudiants peuvent aussi manipuler). Le LAOG a répondu en proposant un TP
d'initiation à l'observation astronomique.
Celui-ci s'effectue au télescope de l'Observatoire de Grenoble, avec un matériel spécifiquement financé par
des crédits régionaux ainsi que les services communs de l'OSUG. Les étudiants effectuent ainsi des
observations photométriques d'un amas globulaire dans le but d'établir un diagramme couleur-magnitude
permettant de préciser le statut évolutif de ces étoiles. Ce TP se déroule dans des conditions proches des
modes d'observations professionnels. En particulier, le traitement des images s'effectue avec les logiciels
professionnels d'analyse d'images utilisés par les observateurs du laboratoire. Il couvre actuellement une
période de trois mois (de septembre à novembre) et est offert à des étudiants de quatre filières différentes
gérées par l'UFR de Physique (à savoir les licence et maîtrise de Physique et de Physique et Application).
Les étudiants sont encadrés par deux astronomes (G. Duvert et X. Delfosse) ainsi qu'un enseignant-chercheur
(M. Forestini, par ailleurs chargé de l'organisation de ces TP). Chaque TP-étudiant compte pour un volume
horaire de 16 heures (soit 2 demi-nuits et une journée d'analyse des images).
Devant le succès des réponses fournies par l'ensemble des laboratoires de Physique du site grenoblois, cette
partie des activités CESIRE se verra amplifiée au cours du prochain quadriennal. En particulier, le LAOG, à
présent équipé d'un spectroscope, pourra dès l'an prochain être en mesure d'offrir un second TP, de
spectroscopie stellaire ou solaire. Celui-ci est actuellement envisagé en mode démonstration, c'est-à-dire de
courte durée (une demi-journée).Bien entendu, le TP de photométrie sera maintenu également.
3.2 Diffusion des connaissances
La communication et la diffusion des savoirs, notamment vers les scolaires et le grand public, est une
préoccupation du LAOG. Jusqu’en 2000 cela passait essentiellement par les bonnes volontés de chercheurs
regroupés dans une commission communication composée de bénévoles et sur la disponibilité du personnel
du LAOG. Mais devant la multiplication des demandes nous avons été amené à embaucher (avec l’OSUG)
un emploi-jeune, Agnès Blanc, qui organise les interventions et fédère les actions et les efforts des
personnels du laboratoire. Ces actions sont multiples et vont de l’organisation de journées portes ouvertes, de
cycles de conférences à des animations dans des écoles et des soirées d’observations avec le télescope de
Ø400 mm de l’Observatoire. En voici un bilan.
3.2.1 Cycle de conférences
Depuis 1995, cette commission propose un cycle de conférences grand public tous les mardis du mois de
mars. Jusqu'à présent, elles se sont déroulées sur le campus universitaire de Saint-Martin d'Hères à l'Amphi
de physique et ont drainé beaucoup de personnes, principalement (mais pas exclusivement) des astronomes
161

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
amateurs et des personnes s'intéressant aux sciences. La moyenne de participation se situe entre 100 et 150
spectateurs par conférence.
Cycle de conférences 2000
o 7 mars: Les étoiles ont 100 ans: Manuel Forestini
o 14 mars: Exobiologie: vers un regard pluriel sur nos origines: Pierre Valiron
o 21 mars: De la dérive des continents à la tectonique est plaques: Vincent Deparis
o 28 mars Evolution du climat: des transformées de Fourier aux transformations humaines: J-M
Barnola
o 4 avril: Cosmologie: vers une théorie de l’Univers: P-Y Longaretti
o 11 avril: Le Système Solaire aujourd’hui: André Brahic
Cycle de conférences 2001
Le cycle de conférences a été englobé dans un plus vaste projet, "Image et Science", manifestation nationale
sur le film scientifique. Organisé par l’UJF sur le plan régional, Image et Science a regroupé le Muséum
d’Histoire Naturelle, l’Observatoire et le Laboratoire d’Astrophysique autour du thème: « Les Humeurs
Galactiques »
o "La protection par l'espace": Jean Cadet
o "Les planètes géantes" Michel Blanc
o "A la conquête de Mars" Henri Rème
o "Planètes extra solaires" Xavier Delfosse
o "Sous le Soleil exactement" Mathieu Kretzschmar
o "Les vaisseaux du futur" Jean Louis Monin
3.2.2 Science en Fête
3.2.3 Observations
Le cycle de conférences 2002 portera sur l’Espace exotique.
L’astronomie est un sujet très « médiatique » auprès du public. Le domaine est vaste et les questions d’autant
plus nombreuses. La demande a toujours été forte de pouvoir côtoyer, et parler aux astrophysiciens mais
également de voir comment et où ces derniers travaillent.
Ainsi, depuis le début de l’opération Science en Fête (1991) le laboratoire d’Astrophysique de Grenoble
ouvre ses portes aux grenoblois afin de lui faire partager ses connaissances par le biais de manipulations,
d’ateliers, séances de planétarium et de rencontres. Des conférences et des expositions de posters sont
également proposées. La fréquentation est toujours régulière et importante. Le LAOG ouvre deux jours (en
général le vendredi pour les scolaires et le samedi pour le public) et accueille ainsi en moyenne 200
personnes par jour.
Le télescope est installé sous la coupole de l'Observatoire depuis le mois de Juin 1996.
Installé pour les étudiants afin qu’ils réalisent des travaux pratiques, le télescope sert en dehors des périodes
de TP à réaliser des observations grand public. En effet, la demande est très importante. Réalisées depuis
1997 et ouvertes à tous, elles connaissent un franc succès parmi les grenoblois.
Les observations se déroulent un à deux soirs par semaine du mois de décembre à fin mars. La capacité
d’accueil est de 20 personnes.
3.2.4 Animations dans les écoles
Nombreuses sont les collectivités qui souhaitent inviter chercheurs, conférenciers et animateurs sur le sujet.
Les chercheurs se déplacent volontiers mais leur emploi du temps ne leur permet pas de répondre à toutes les
sollicitations. Ainsi, suite au recrutement d’un emploi jeune en 2000, le LAOG propose des animations dans
les écoles, MJC et autres organismes. Ces animations sont des séances de planétarium, des diaporamas, des
constructions de cartes du ciel.
162

Chapitre D
Annexes
Bilan quantitatif des animations: 2 fois à la MJC des Eaux-Claires à Grenoble, Ecole Louise Michel, Ecole
Bizanet, Ecole primaire à Montbonnot, Ecole des Eparres, Ecole primaire Bourgoin Jallieu, Ecole des
Trembles, Échirolles, forum des métiers de l’air et de l’espace, Saint Martin d’Hères.
3.2.5 Bilan des diverses animations scientifiques
3.2.6 Autres
Les Enjeux de l’Espace: Outre les activités « régulières », il est à noter que de nombreuses activités
ponctuelles envers le public sont organisées dans la ville de Grenoble où la participation du laboratoire
d’Astrophysique est demandée.
Les humeurs galactiques: Dans le cadre de la manifestation nationale « Image et Science », l’UJF a fait appel
au LAOG et LPG pour participer à ce mois d’activités ayant pour thème l’astronomie. Nous avons ainsi
réalisé :
o un cycle de conférence (voir bilan cycle de conférences)
o des animations sur 2 jours au muséum de Grenoble
o participation à un festival de films scientifiques.
Le Forum des métiers: le LAOG a tenu un stand lors du forum des métiers de l’air et de l’espace organisé par
la ville de Saint Martin d’Hères, qui a durant l’année 2001, développé un grand projet intitulé « Planètes ».
Divers: le laboratoire répond de manière ponctuelle et récurrente à diverses sollicitations telles que les stages
de 3èmes (accueil de 6 à 7 élèves par an), les questions des élèves de 1ères (TPE) et autres demandes de
rencontres.
Le Laboratoire possède depuis longtemps un site Internet dédié au public. On y trouve les informations
concernant les observations, les conférences, mais aussi des liens vers les associations astronomiques de la
région et des liens vers des sites traitant divers sujets d’astronomie.
Depuis quelques temps, on y trouve aussi des articles de vulgarisation sur des sujets d’expertise du
laboratoire.
Plaquettes. Le Laboratoire fait réaliser des plaquettes destinées d’une part aux chercheurs d’autres
laboratoires et aux chercheurs étrangers. Il s’agit de la plaquette « prestige » qui présente les activités
scientifiques et les domaines d’action du LAOG.
D’autre part, le labo s’est également muni d’une plaquette « animation » destinée aux collectivités scolaires
et péri-scolaires ainsi qu’aux CE. Elle présente les diverses animations et activités destinées au public.
Sentier planétaire. Le projet d’un sentier planétaire était en question depuis plusieurs années, mais c’est en
2001 que la réalisation a réellement pu commencer. Sa conception sera finalisée courant 2002. Le sentier
planétaire est installé dans l’arboretum du Campus de Saint Martin d'Hères. Huit planètes y sont représentées
ainsi que le Soleil. Viendront des plaques signalétiques donnant diverses informations sur le système solaire
et la planète que le visiteur regardera.
Articles de vulgarisation. A noter qu’au cours de ces 4 ans, divers articles de vulgarisation ont été écrits par
des chercheurs du LAOG. Ainsi en 2000 et 2001, les articles de 6 chercheurs ont été publiés dans « Pour la
Science ».
3.3 Stages
Les stages sont organisés sur la période quadriennal par H. Beust. Outre les stages de DEA, le LAOG
accueille essentiellement des stagiaires de l'université, niveau licence et maîtrise ou écoles d'ingénieurs mais
il reçoit ponctuellement d'autres stagiaires, dont des élèves de 3 e qui passent une semaine en ses murs.
Sur les 3 années concernées, 95 stagiaires au total sont recensés, dont 27 élèves de 3 e . 68 stagiaires ont donc
séjourné de 2 à 4 mois: soit près de 23 stagiaires en moyenne annuelle (ie un total de 5 EQT chaque année,
d'où le chiffre présenté en D-2.1). Il s'agit d'une charge conséquente reposant sur une part importante des
permanents puisque, chaque année, 4 permanents sur 10 reçoivent un stagiaire.
163

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
En dépit de cet effort, le LAOG ne peut satisfaire qu'une petite fraction des demandes, devenues
considérables. Enfin, mentionnons aussi les sollicitations fréquentes – plusieurs annuellement - pour les
TIPE qui peuvent mobiliser à chaque contact un permanent pendant un à quelques jours.
164

Chapitre D
Annexes
4 Séminaires
Les séminaires sont gérés pendant la période quadriennale par J. Bouvier. Ils sont organisés sur une base
hebdomadaire et ont lieu en principe le jeudi en salle de séminaires du bâtiment Observatoire (à l'IRAM
lorsque notre salle est prise, par l'école ERCA notamment). Sur cette période, il y a eu en fait plus d'un
séminaire par semaine en raison d'opportunités créées par le passage de visiteurs.
Depuis 2000, les séminaires sont organisés en commun avec l'IRAM.
1998/1999
Jeudi 17 Septembre
Jeudi 8 Octobre
The Destruction of Circumstellar Disks around Young Stars
Doug Johnstone (CITA, Canada)
Presentation du projet d'Action Specifique Pluriannuelle Stellaire
Jerome Bouvier (LAOG)
eudi 15 Octobre (soutenanceUn modèle non-thermique de l'émission UV-X des galaxies de Seyfert: théorie et contraintes observationnelles
de thèse)
Pierre-Olivier Petrucci (LAOG)
Une nouvelle méthode pour contraindre les modèles de la nébuleuse solaire primitive: interpréter les mesures
ndredi 16 Octobre à l'IRAM
du rapport deutérium/hydrogène dans les objets du Système Solaire
Daniel Gautier (Observatoire de Meudon, DESPA)
Vendredi 30 Octobre
(habilitation)
Jeudi 5 Novembre
Jeudi 12 Novembre
Mercredi 25 Novembre
(soutenance de thèse)
Jeudi 26 Novembre
Lundi 30 Novembre
Mercredi 2 Décembre
Mardi 8 Décembre
Jeudi 10 Décembre
Mardi 15 Décembre
Jeudi 17 Décembre
Jeudi 21 Janvier
Jeudi 4 Février
Jeudi 11 Février
Mercredi 17 Février
Jeudi 18 Février
Mercredi 3 Mars
Jeudi 4 Mars
Phénomènes de haute énergie dans les objets compacts
Gilles Henri (LAOG)
Using SPH to Model Disk Dynamics
Sarah Maddison
The thermal and chemical structure of the collapsing enveloppesaround low-mass protostars
Cecilia Ceccarelli (LAOG)
Interférométrie et Formation Stellaire, Perspectives pour une instrumentation en optique intégrée
Jean-Philippe Berger
Modélisation Magnétohydrodynamique pour la Couronne Solaire
Tahar Amari (CNRS Saclay)
Measurements of Deuterium and the Structure of the Local Interstellar Cloud
Jeffrey Linsky (JILA, Boulder)
Présentation de FIRST
Castets/Ceccarelli/Monin (LAOG)
Imagerie, coronographie et spectroscopie en optique adaptative. Application à l'étude des enveloppes
circumstellaires des étoiles LBVs.
David Le Mignant (Meudon)
Pair plasma dominance in 3C345 jet at parsec scales
Kouichi Hirotani (NAO, Japan)
Interstellar ices
Alexander Tielens (NASA Ames)
Submm-CO and FIR-[CII] observations of the Rosette Molecular Cloud
Nicola Schneider (post-doc LAOG)
Bipolar Preplanetary Nebulae: Hydrodynamics of Dusty Winds in BinarySystems
Mark Morris (IAP)
Quelle solution au problème de la distance
des Pleiades?
Jean-Claude Mermilliod (Observatoire de Genève)
Observations à haute résolution angulaire du gaz ionisé dans les galaxies de Seyfert
Pierre Ferruit (University of Maryland)
The Circumnuclear Environment of the Seyfert Galaxies NGC 1068 and NGC 3227
Eva Schinnerer (Max-Planck-Institute for Extraterrestrial Physics)
Turbulence, transport and MHD dynamos in accretion disks
Jim Stone (Université du Maryland)
Exobiologie
André Brack (Orléans)
Vers un nouveau type de magnétisme stellaire
165

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
François Lignieres (Observatoire de Meudon)
Jeudi 11 Mars
Jeudi 18 Mars
Jeudi 25 Mars
Mardi 6 Avril
Jeudi 8 Avril
Jeudi 22 Avril
Vendredi 23 Avril
Mardi 27 Avril
Vendredi 30 Avril
Mardi 4 Mai
Jeudi 6 Mai
Lundi 17 Mai
Soutenance de Thèse
Mardi 18 Mai
Jeudi 20 Mai
Mardi 25 Mai
Jeudi 3 Juin
Jeudi 10 Juin
Vendredi 11 Juin
Jeudi 17 Juin
Vendredi 18 Juin
Jeudi 24 Juin
Mardi 29 Juin
Distribution à grande échelle des étoiles jeunes du voisinage solaire
Patrick Guillout (Obs. Strasbourg)
Le vent solaire est-il accéléré par la présence de distributions non-Maxwelliennes dans la couronne ?
Milan Maksimovic (ESA/ ESTEC)
Spectroscopie et Spectro-Imagerie avec Optique Adaptative: Expérience GRAF/ADONIS.
Almas Chalabaev (LAOG)
Mardi 6 Avril La statistique et la formation des étoiles multiples
A. Tokovinine (Institut Sternberg - Observatoire de Lyon)
Notion d'espace en physique
Marc Lachieze-Rey (CEA Saclay)
The physics of transonic flows of cold plasma
Serguei Bogovalov (visiteur LAOG)
Les ogres stellaires ou les étoiles mangeuses de planètes
Lionel Siess (LAOG)
A Magnetodynamic Mechanism for Astrophysical Jets from Gravitationally Contracting Objects
Y. Uchida (Tokyo)
Accélération diffusive dans les chocs astrophysiques
Alexandre Marcowith (Max PLANCK Institute, Heidelberg)
Disques, planètes extrasolaires et migration
Caroline Terquem (LAOG)
Utilisation des fibres silice en interférométrie stellaire
François Reynaud (IRCOM, Limoges)
Reconstruction de la réponse impulsionnelle du système d'optique adaptative ADONIS à partir des mesures
de son analyseur de front d'onde et étude photométrique de la variabilité des étoiles YY Orionis
Stephan Harder (LAOG)
Des Invariants Quadratiques aux Invariants Projectifs, Covariance d'échelle en Théorie de la Relativité
d'Echelle
Jean-Claude Pissondes (Observatoire de Meudon)
Méthodes de détection de la topologie de l'espace
Roland Lehoucq (CEA Saclay)
``Backwards'' transport in stratified fluids
Steven Balbus (Université de Virginie, USA)
Variations périodiques de "veiling'' et d'extinction circumstellaire autour de l'étoile
TTauri Classique DF Tau
Alain Chelli (LAOG)
Détection du tore de poussières dans les AGN avec l'optique adaptative: les premiers résultats.
Olivier Marco (ESO)
De la poussière interstellaire, de l'émission infrarouge des galaxies, et des mesures du
rayonnement cosmologique à 3K
François-Xavier Désert (LAOG)
Quel est l'interêt de la "loi" de Titius-Bode ?
François Graner (Laboratoire Spectrométrie Physique, UJF)
Dynamique des poussières au voisinage du Soleil et expérience LAOG du 11 Août 1999
Lubov' SHESTAKOVA
Proper Motion of the massive black hole candidate Sagittarius-A*
Richard Sramek (NRAO-VLA)
Etude multi-longueurs d'onde du microquasar GRS 1915+105 et de sources de haute énergie de la Galaxie
Sylvain Chaty (CESR, Toulouse)
1999/2000
Jeudi 21 Octobre
Vendredi 29 Octobre
Thèse
Mercredi 3 Novembre
Thèse
Mercredi 10 Novembre
Séminaire à l'IRAM
Jeudi 18 Novembre
Les nouveaux enjeux de l'astrophysique des hautes énergies
Guy Pelletier (LAOG)
Cinétique et dépendance à la température des réactions neutre-neutre dans le gaz interstellaire froid
Alexandre Faure (LAOG)
Modélisation des jets relativistes et de l'émission haute énergie des Blazars et des microquasars galactiques.
Nicolas Renaud (LAOG)
Synthetic Images of Circumbinary Disks
Sarah Maddison (LAOG)
Journées des Thèses du LAOG
(Col de Porte)
166

Chapitre D
Annexes
Jeudi 25 Novembre
Séminaire à l'IRAM
Jeudi 2 Décembre
Jeudi 9 Décembre
Jeudi 16 Décembre
Jeudi 6 Janvier
Jeudi 13 Janvier
Jeudi 20 Janvier
Jeudi 3 Février
Jeudi 10 Février
Jeudi 17 Février
(Soutenance de thèse)
Jeudi 24 Février
Séminaire à l'IRAM
Jeudi 2 Mars
Jeudi 9 Mars
Séminaire à l'IRAM
Jeudi 16 Mars
Jeudi 23 Mars
Séminaire à l'IRAM
Jeudi 30 Mars
Jeudi 6 Avril
Séminaire à l'IRAM
Jeudi 13 Avril
Jeudi 20 Avril
Jeudi 11 Mai
Jeudi 18 Mai
Séminaire à l'IRAM
Jeudi 25 Mai
Mercredi 31 Mai
Mercredi 7 Juin
Soutenance de Thèse
Jeudi 22 Juin
Vendredi 23 Juin
Soutenance de Thèse
Jeudi 6 Juillet
Soutenance de Thèse
Vendredi 7 Juillet
Soutenance de Thèse
Rayonnement cosmique de ultra-haute énergie et champs magnétiques extra-galactiques
Martin Lemoine (DARC, OPM)
FTS submillimeter atmospheric opacity measurements on Mauna Kea
Juan Pardo (Caltech)
Origine et impact évolutif des champs magnétiques des étoiles de type solaire
Jean-Francois Donati (Obs. Midi-Pyrénées)
Histoire de la découverte de la photographie
Jean Bérezné (LAOG)
Etoiles à Neutrons comme Sources d'Ondes Gravitationnelles
Jose Pacheco (Obs. Cote d'Azur)
The rotational and photometric evolution of T Tauri stars
Cathy Clarke (Cambridge, UK)
Les sursauts Gamma
Robert Mochkovitch (IAP)
Disque d'accrétion, champ magnétique et jet: un trio turbulent
Fabien Casse (LAOG)
La topologie cosmique: résultats récents
Boud Roukema (IUCAA, Pune, Inde)
Nucléosynthèse dans les étoiles de la branche asymptotique: du cœur dégénéré a l'enveloppe circumstellaire
Emmanuel Dufour (LAOG)
Comment approcher la structure des Noyaux Actifs de Galaxies
Danielle Alloin
La Matière Moléculaire dans les Nébuleuses Planétaires
Pierre Cox (IAS, Orsay)
Distribution période-luminosité-couleur des Variables à Longue Période et test des modèles de pulsation
Dominique Barthes (Univ. Barcelona)
Analyse spectrale paramétrique et temps-fréquence de séries temporelles à échantillonnage irrégulier -
Application aux étoiles variables
Sylvie Roques (Obs. Midi-Pyrénées)
Etude de la dynamique des variables à longue période de type Mira
Rodrigo Alvarez (Univ. Bruxelles)
L'émission du carbone dans les galaxies
Maryvonne Gerin (DEMIRM, OPM)
Understanding the Dynamics and Evolution of Luminous Mergers
Linda Tacconi (MPI Garching)
The envelopes around young low-mass protostars
C. Ceccarelli (LAOG)
Les structures magnétiques solaires et leur dynamique à grande échelle
Nadege Meunier (OMP, LAOG)
NAOS: théorie et pratique
équipe NAOS (LAOG)
VLBI at Millimeter Wavelengths - Studying Compact Radio Sources withMicroarcsecond Resolution
Thomas Krichbaum (MPIR, Bonn)
Sub-Millimeter Science with the Heinrich Hertz Telescope
Tom Wilson (SMTO, Arizona)
Le fond diffus cosmologique: les résultats de BOOMERanG et MAXIMA: un(grand) pas sur le long chemin
des satellites COBE à PLANCK...
François Bouchet (IAP)
Etude de la morphologie et de la cinématique de L'émission des raies interdites autour des étoiles T Tauri.
Claudia Lavalley (LAOG)
Les galaxies naines jeunes et l'hélium primordial
Trinh Xuan Thuan (Université de Virginie, USA)
tude analytique et numérique du développement d'instabilités MHD dans des structures d'accrétion-éjection
magnétisées
Evy Kersale (LAOG)
Physico-chimie des atomcules d'hélium antiprotonique: Modélisation de processus réactifs en présence
d'antimatiere
Sebastien Sauge (LAOG)
Les systèmes binaires jeunes et leur environnement proche: observations à haute résolution angulaire
Gaspard Duchêne (LAOG)
167

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Lundi 10 Juillet
Soutenance de Thèse
Modélisation des ionosphères planétaires et de leur rayonnement: la Terre et Mars
Olivier Witasse (LPG)
2000/2001
Mardi 12 Septembre
Séminaire Tech. IRAM
Jeudi 14 Septembre
Mardi 26 Septembre
(IRAM)
Mercredi 27 Septembre
Mercredi 11 Octobre
Jeudi 12 Octobre
Jeudi 19 Octobre
Mercredi 25 Octobre
(Habilitation)
Jeudi 26 Octobre
Jeudi 9 Novembre
Vendredi 17 Novembre
(Thèse)
Vendredi 1 Décembre
(Thèse)
Vendredi 8 Décembre
Jeudi 14 Décembre
Jeudi 11 Janvier
Jeudi 18 Janvier
Mardi 23 Janvier
(E.D. TUE) Amphi A1DSU
Jeudi 25 Janvier
Jeudi 15 Février
Mardi 20 Février
(SeminaireE.D. TUE)
Jeudi 22 Février
Jeudi 1 Mars
Vendredi 9 Mars
(Soutenance de Thèse)
Mardi 20 Mars
(Séminaire E.D. TUE)
Jeudi 22 Mars
Jeudi 29 Mars
Jeudi 5 Avril
Submillimeter Optics
Stafford Withington (MRAO, Cambridge University)
Large Champs magnétiques à grande et petites échelles dans les disques d'accrétion
Anne Bardou (Newcastle, UK)
Physical Conditions in pre-protostellar cores
M. Walmsley (Arcetri, Florence)
Pre-Main-Sequence stars of intermediate mass: a step toward understanding the formation of massive stars.
A. Natta (Arcetri, Florence)
Interstellar ice bands as a tracer of protostellar evolution
Adwin Boogert (CIT, USA)
Un Polar atypique: BY Cam
Martine Mouchet (OPM)
Une petite histoire du code ZEUS3D
David Clarke Saint Mary's University (Halifax, Canada)
Manuel Forestini (LAOG)
EC 14026: une nouvelle classe étoiles pulsantes prometteuse
Malvina Billeres (Univ. Montréal)
Journées scientifiques du LAOG à Evian
Evolution des Disques Planétaires:Observations, Modélisation et Perspectives Instrumentales
Jean-Charles Augereau (LAOG)
Jonctions Supraconductrices à Effet Tunnel pour le comptage de photons en astronomie
Bertrand Delaët
L'émission à haute énergie des sources accrétantes contenant un trou noir: modèles et contraintes
observationelles.
Julien Malzac
La stabilité MHD des jets
Hubert Baty (Obs. Strasbourg)
Imagerie Doppler-Interférométrique d'étoiles
Slobodan Jankov (OCA)
Synchrotron L'émission from relativistic blastwaves
Turlough Downes (Dublin)
Origin and evolution of life and planetary atmospheres
C. McKay (NASA, Ames)
Imagerie à la limite de diffraction dans le visible avec SPID: principes et premiers résultats astrophysiques
(reporte à une date ultérieure) (Michel Tallon) (CRAL)
Jets relativistes
S. Bogovalov (Moscou)
Dynamo numérique et expérimentale: nouveau regard sur le noyau terrestre
P. Cardin (OSUG)
Etoiles de faible masse et naines brunes dans les variables cataclysmiques
I. Baraffe (CRAL)
Les sursauts gamma: rôle de l´environnement de la source.
F. Daigne (ESO Garching)
Systèmes d'optique adaptative avec étoiles laser: du système classique aux méthodes multi-conjuguées
E. Viard (ESO / LAOG)
Turbulence en systèmes finis: applications astrophysiques et géophysiques
B. Dubrulle (OMP)
SPIN: spectro-polarimetrie interferométrique
K. Perraut (LAOG)
Analyse statistique des effets de distorsion gravitationnelle et cosmologie
Y. Mellier (IAP et OPM DEMIRM)
Les premières observations envisagées avec le VLTI
B. Lopez (OCA)
168

Chapitre D
Annexes
Jeudi 12 Avril
Jeudi 19 Avril
Mardi 24 Avril
(Séminaire E.D. TUE)
Jeudi 3 Mai
Jeudi 10 Mai
a l'IRAM
Jeudi 17 Mai
Jeudi 31 Mai
Mardi 5 Juin
(Soutenance de Thèse)
Jeudi 7 Juin
Jeudi 14 Juin
(Séminaire E.D. TUE)
Mardi 26 Juin
(Soutenance de Thèse)
Jeudi 28 Juin
De l'effondrement proto-stellaire à la formation des amas d'étoiles
F. Motte (Caltech)
Mass Function of Young Stellar Clusters: from Sigma Orionis to M35
D. Barrado (Madrid)
Accretion in the inner solar system
A. Halliday (ETH, Zurich)
L'étude du contenu moléculaire du gaz à grand redshift: mesure de la température du CMB à z=2.3
P. Petitjean (IAP)
L'astronomie en ligne: des observations aux résultats. - Vers l'Observatoire Virtuel.
F. Genova (CDS, Strasbourg)
How to (or How Not to) Estimate the Ages of Young Stars
J. Stauffer (Caltech)
Gas and Dust in Prestellar Cores
P. Caselli (Arcetri, Florence)
Les étoiles de très faible masse du voisinage solaire: Multiplicité et relation masse-luminosité
D. Segransan (LAOG)
Brown Dwarfs: Origins, Evolution and Fate
E. Martin (IfA, Hawaii)
Les météorites: de la fiction à la science (1768-1803)
J.-P. Poirier (IPG, Paris)
Jets MHD issus de disques d'accrétion turbulents et Transport des Rayons Cosmiques dans une turbulence
magnétique
F. Casse (LAOG)
(VLTI/VINCI)
Vincent Coude du Foresto (Despa, OPM)
2001/2002
Mardi 28 Août
14h30
Jeudi 13 Septembre
Jeudi 27 Septembre
Jeudi 4 Octobre
Mardi 9 Octobre
Vendredi 19 Octobre
14h00
Mardi 30 Octobre
Jeudi 8 Novembre
Jeudi 15 Novembre
Jeudi 22 Novembre
Jeudi 29 Novembre
Jeudi 6 Décembre
13-15 Décembre
Jeudi 20 Décembre
Jeudi 10 Janvier
(a l'IRAM)
Jeudi 17 Janvier
(a l'IRAM)
La mission spatiale "Terrestrial Planet Finder"
Peter Lawson (JPL/NASA)
Structure et fonction de masse du halo stellaire et du disque épais de la Galaxie
Celine Reyle (Obs. Besancon)
Vers une modélisation non-standard de la turbulence dans les disques circumstellaires
Franck Hersant (Obs. Paris, DESPA)
La dynamo galactique
Katia Ferriere (OMP)
Herbig-Haro jets, disintegrating triple systems, and brown dwarfs: pieces of a puzzle
Bo Reipurth (CASA, Boulder)
Qualification de IONIC, instrument de recombinaison interférométrique base sur des composants d'optique
planaire dédie à l'astronomie
Pierre Haguenauer (LAOG)
Transonic Magnetohydrodynamic Flows in laboratory and astrophysical plasmas
Hans Goedbloed (Institute for Plasma physics, NH)
(Models of puffed circumstellar disks)
Kees Dullemond (MPIA/Garching)
Evolution moléculaire aux origines de la vie
Jean-Luc Decout (UJF)
The embedded phase of high-mass star formation
Floris van der Tak (MPIR, Bonn)
L'Observatoire FUSE: des disques circumstellaires aux galaxies bleues compactes
Alain Lecavelier (IAP)
Electron stimulated chemistry in astrophysics
Jonathan Tennyson (University College London)
European School: "Young stellar clusters, the angular limit"
(LAOG)
Les instruments du VLTI et la préparation des premières observations
Fabien Malbet (LAOG)
Les toutes premières générations d'étoiles observées au VLT
Vanessa Hill (OPM, Dasgal)
Génétique et génomique: état des lieux et discussions sur quelques enjeux
Jean-Pierre Rousset (Institut de Génétique et Microbiologie, Orsay)
169

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
Jeudi 31 Janvier
Jeudi 7 Février
Imagerie grand-champ d'amas stellaires et implications sur la dynamique
Gilles Bergond (OPM)
The stellar metallicity-giant planet connection
Nuno Santos (Obs. Geneve)
Mardi 12 Février
Jeudi 14 Février
Jeudi 21 Février
Jeudi 28 Février
Mardi 5 Mars
Jeudi 7 Mars
Jeudi 14 Mars
Jeudi 21 Mars*
Gaz moléculaire dans le noyau de NGC1068, à partir de spectroscopie NIR avec ISAAC
Emmanuel Galliano (ESO)
Simulations des capacités d'imagerie grand champ d'ALMA
Jerome Pety (IRAM)
Accélération au choc dans les restes de supernovae
Jean Ballet (CEA, Saclay)
Les d'étoiles de l'AGB, de l'IRTS à RESPIRE
Thibaut Lebertre (DEMIRM)
Les grandes molécules riches en carbone
José Cernicharo
Observation des disques circumstellaires en infrarouge moyen
Pierre-Olivier Lagage (CEA, Saclay)
Unlocking the Secrets of Protostars with High Resolution Spectroscopy
Dan Jaffe (MPE, Munich)
(Gamma-ray bursts)
Frederic Daigne (IAP)
Jeudi 28 Mars* (A. Blanchard)
Mercredi 3 Avril
Jeudi 4 Avril
Jeudi 11 Avril
Jeudi 18 Avril
Jeudi 25 Avril
Jeudi 2 Mai
Jeudi 20 Juin
Cristallographie cosmique
Jean-Pierre Luminet (Luth, OPM)
Keivan Stassun
(Univ. Wisconsin)
Molecules in the Diffuse Interstellar Medium at Low and High Redshift
Harvey S. Liszt (NRAO)
Juergen Steinacker
(Univ. Iena)
De l'origine de la turbulence dans les disques d'accrétion
Pierre-Yves Longaretti (LAOG)
Eric Fossat
(UNSA, Nice)
Pavel Kroupa
(Univ. Kiehl)
170

Chapitre E
Publications
E – Publications
Image composite de Saturne obtenue en infrarouge proche (bandes H et K) avec le système d'optique
adaptative NAOS et sa caméra CONICA sur le télescope YEPUN du VLT (8 Décembre 2001). Saturne est à
1209 millions de km et proche de l'inclinaison maximale du plan des anneaux. Elément remarquable, le
point sombre, d'un diamêtre de 300 km, situé au pôle sud était caché lors du survol par Voyager en 1982.
Découvert au Pic du Midi, il est ici observé pour la première fois en infrarouge. Le satellite Thetys,
visible au-dessous du pôle, a servi de référence pour le guidage du télescope (tiré de ESO Press Photos
04/02; cf. C-1).
171

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
1 Publications dans des revues à comité de lecture
1998
[P-1] Aussel H., Gerin M., Boulanger F., Désert F. X., Casoli F., Cutri R. M. & Signore M. "The mid infrared
spectrum of the hyperluminous galaxies IRAS F15307+3252 and the Cloverleaf" Astronomy and Astrophysics 334, L73-
L76 (1998).
[P-2] Bachiller R., Guilloteau S., Gueth F., Tafalla M., Dutrey A., Codella C. & Castets A. "A molecular jet
from SVS 13B near HH 7-11" Astronomy and Astrophysics 339, L49-L52 (1998).
[P-3] Bailey J., Chrysostomou A., Hough J. H., Gledhill T. M., McCall A., Clark S., Ménard F. & Tamura M.
"Circular Polarization in Star-Formation Regions: Implications for Biomolecular Homochirality" Science 281, 672 (1998).
[P-4] Beust H., Lagrange A.-M., Crawford I. A., Goudard C., Spyromilio J. & Vidal-Madjar A. "The beta
Pictoris circumstellar disk. XXV. The CaII absorption lines and the Falling Evaporating Bodies model revisited using
UHRF observations" Astronomy and Astrophysics 338, 1015-1030 (1998).
[P-5] Bouvier J., Stauffer J. R., Martin E. L., Barrado y Navascues D., Wallace B. & Bejar V. J. S. "Brown
dwarfs and very low-mass stars in the Pleiades cluster: a deep wide-field imaging survey" Astronomy and Astrophysics
336, 490-502 (1998).
[P-6] Ceccarelli C., Castets A., Loinard L., Caux E. & Tielens A. G. G. M. "Detection of doubly deuterated
formaldehyde towards the low-luminosity protostar IRAS 16293-2422" Astronomy and Astrophysics 338, L43-L46
(1998).
[P-7] Cernicharo J., Lefloch B., Cox P., Cesarsky D., Esteban C., Yusef-Zadeh F., Mendez D. I., Acosta-
Pulido J., Lopez R. J. G. et al. "Induced Massive Star Formation in the Trifid Nebula?" Science 282, 462 (1998).
[P-8] Close L. M., Dutrey A., Roddier F., Guilloteau S., Roddier C., Northcott M., Ménard F., Duvert G.,
Graves J. E. et al. "Adaptive Optics Imaging of the Circumbinary Disk around the T Tauri Binary UY Aurigae: Estimates
of the Binary Mass and Circumbinary Dust Grain Size Distribution" Astrophysical Journal 499, 883 (1998).
[P-9] Cox P., Boulanger F., Huggins P. J., Tielens A. G. G. M., Forveille T., Bachiller R., Cesarsky D., Jones
A. P., Young K. et al. "Infrared Imaging and Spectroscopy of the Helix with ISOCAM" Astrophysical Journal Letter 495,
L23-26 (1998).
[P-10] Crampton D., Schechter P. L. & Beuzit J.-L. "Detection of the Galaxy Lensing the Doubly Imaged Quasar
SBS 1520+530" Astronomical Journal 115, 1383-1387 (1998).
[P-11] Crawford I. A., Beust H. & Lagrange A.-M. "Detection of a strong transient blueshifted absorption
component in the Beta Pictoris disc" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 294, L31-L34 (1998).
[P-12] Delfosse X., Forveille T., Mayor M., Perrier C., Naef D. & Queloz D. "The closest extrasolar planet. A
giant planet around the M4 dwarf GL 876" Astronomy and Astrophysics 338, L67-L70 (1998).
[P-13] Delfosse X., Forveille T., Perrier C. & Mayor M. "Rotation and chromospheric activity in field M dwarfs"
Astronomy and Astrophysics 331, 581-595 (1998).
[P-14] Désert F.-X., Benoit A., Gaertner S., Bernard J.-P., Coron N., Delabrouille J., de Marcillac P., Giard M.,
Lamarre J.-M. et al. "Observations of the Sunyaev-Zel'dovich effect at high angular resolution towards the galaxy
clusters A665, A2163 and CL0016+16" New Astronomy 3, 655-669 (1998).
[P-15] Dutrey A., Guilloteau S., Prato L., Simon M., Duvert G., Schuster K. & Ménard F. "CO study of the GM
Aurigae Keplerian disk" Astronomy and Astrophysics 338, L63-L66 (1998).
[P-16] Duvert G., Dutrey A., Guilloteau S., Ménard F., Schuster K., Prato L. & Simon M. "Disks in the UY
Aurigae binary" Astronomy and Astrophysics 332, 867-874 (1998).
[P-17] Forveille T., Huggins P. J., Bachiller R. & Cox P. "High Resolution CO Imaging of the Molecular Disk
around the Jets in KjPn 8" Astrophysical Journal Letter 495, L8-11 (1998).
[P-18] Frost C. A., Cannon R. C., Lattanzio J. C., Wood P. R. & Forestini M. "The brightest carbon stars"
Astronomy and Astrophysics 332, L17-L20 (1998).
[P-19] Giovannetti P., Caux E., Nadeau D. & Monin J.-L. "Deep optical and near infrared imaging photometry of
the Serpens cloud core" Astronomy and Astrophysics 330, 990-998 (1998).
[P-20] Guilloteau S. & Dutrey A. "Physical parameters of the Keplerian protoplanetary disk of DM Tauri"
Astronomy and Astrophysics 339, 467-476 (1998).
[P-21] Jolly A., McPhate J. B., Lecavelier A., Lagrange A. M., Lemaire J. L., Feldman P. D., Vidal Madjar A.,
Ferlet R., Malmasson D. et al. "HST - GHRS observations of CO and CI fill in the beta Pictoris circumstellar disk"
Astronomy and Astrophysics 329, 1028-1034 (1998).
[P-22] Kahane C., Barnbaum C., Uchida K., Balm S. P. & Jura M. "A Circumbinary Reservoir around BM
Geminorum?" Astrophysical Journal 500, 466 (1998).
[P-23] Lacombe F., Marco O., Geoffray H., Beuzit J. L., Monin J. L., Gigan P., Talureau B., Feautrier P.,
Petmezakis P. et al. "Adaptive Optics Imaging at 1-5 Microns on Large Telescopes: The COMIC Camera for ADONIS"
Publications of the Astronomical Society of the Pacific 110, 1087-1097 (1998).
[P-24] Lagrange A.-M., Beust H., Mouillet D., Deleuil M., Feldman P. D., Ferlet R., Hobbs L., Lecavelier Des
Etangs A., Lissauer J. J. et al. "The beta Pictoris circumstellar disk. XXIV. Clues to the origin of the stable gas"
172

Chapitre E
Publications
Astronomy and Astrophysics 330, 1091-1108 (1998).
[P-25] Lagrange A. M., Mourard D. & Léna P. "High Angular resolution in astrophysics", (Kluwer, 1998).
[P-26] Lamarre J. M., Giard M., Pointecouteau E., Bernard J. P., Serra G., Pajot F., Désert F. X., Ristorcelli I.,
Torre J. P. et al. "First Measurement of the Submillimeter Sunyaev-Zeldovich Effect" Astrophysical Journal 507, L5-L8
(1998).
[P-27] Le Bertre T., Lagache G., Mauron N., Boulanger F., Désert F. X., Epchtein N. & Le Sidaner P. "An ISO
view on interstellar dust heated by red giant stars" Astronomy and Astrophysics 335, 287-291 (1998).
[P-28] Lefloch B., Castets A., Cernicharo J., Langer W. D. & Zylka R. "Cores and cavities in NGC 1333"
Astronomy and Astrophysics 334, 269-279 (1998).
[P-29] Lefloch B., Castets A., Cernicharo J. & Loinard L. "Widespread SiO Emission in NGC 1333"
Astrophysical Journal 504, L109 (1998).
[P-30] Lopez R., Rosado M., Riera A., Noriega-Crespo A., Raga A. C., Estalella R., Anglada G., Le Coarer E.,
Langarica R. i. a. et al. "HH 262: The Red Lobe of the L1551 IRS 5 Outflow" Astronomical Journal 116, 845-853
(1998).
[P-31] Malbet F., Berger J.-P., Colavita M. M., Koresko C. D., Beichman C., Boden A. F., Kulkarni S. R., Lane
B. F., Mobley D. W. et al. "FU Orionis resolved by infrared long-baseline interferometry at a 2-AU scale" Astrophysical
Journal 507, L149 (1998).
[P-32] Malzac J., Jourdain E., Petrucci P. O. & Henri G. "Anisotropic illumination in AGNs. The reflected
component. Comparison to hard X-ray spectra from Seyfert Galaxies" Astronomy and Astrophysics 336, 807-814
(1998).
[P-33] Marcowith A., Henri G. & Renaud N. "Nonthermal pair model for the radio-galaxy Centaurus A" Astronomy
and Astrophysics 331, 57 (1998).
[P-34] Martin E. L., Basri G., Brandner W., Bouvier J., Zapatero Osorio M. R., Rebolo R., Stauffer J., Allard
F., Baraffe I. et al. "Discovery of a Very Low Mass Binary with the Hubble Space TelescopeNear-Infrared Camera and
Multiobject Spectrometer" Astrophysical Journal 509, L113-L116 (1998).
[P-35] Mayer I. & Valiron P. "Second order Möller-Plesset perturbation theory without basis set superposition
error" Journal of Chemical Physics 109, 3360-3373 (1998).
[P-36] Mekarnia D., Rouan D., Tessier E., Dougados C. & Lefevre J. "High-resolution infrared imaging of the
Red Rectangle nebula" Astronomy and Astrophysics 336, 648-653 (1998).
[P-37] Monin J.-L., Ménard F. & Duchène G. "Using polarimetry to check rotation alignment in PMS binary stars.
Principles of the method and first results" Astronomy and Astrophysics 339, 113-122 (1998).
[P-38] Neri R., Kahane C., Lucas R., Bujarrabal V. & Loup C. "A(12) CO (J=1-0) and (J=2-1) atlas of
circumstellar envelopes of AGB and post-AGB stars" Astrophysics Supplement Series 130, 1-64 (1998).
[P-39] Pelletier G. & Marcowith A. "Nonlinear Dynamics in the Relativistic Plasma of Astrophysical High-Energy
Sources" Astrophysical Journal 502, 598 (1998).
[P-40] Queloz D., Allain S., Mermilliod J.-C., Bouvier J. & Mayor M. "The rotational velocity of low-mass stars in
the Pleiades cluster" Astronomy and Astrophysics 335, 183-198 (1998).
[P-41] Renaud N. & Henri G. "The terminal bulk Lorentz factor of relativistic electron-positron jets" Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society 300, 1047-1056 (1998).
[P-42] Rousselet-Perraut K. "Can interfero-polarimetry constrain extended atmospheres models?" Astronomy and
Astrophysics Supplement Series 131, 361 (1998).
[P-43] Rousselet-Perraut K., Hill L., Lasselin-Waultier G., Boit J.-L., Rousset G., Blanc J.-C., Moreaux G. &
Voet C. "A field-rotator for the GI2T Interferometer" Optical Engineering 37(2), 610 (1998).
[P-44] Stapelfeldt K. R., Krist J. E., Ménard F., Bouvier J., Padgett D. L. & Burrows C. J. "An Edge-On
Circumstellar Disk in the Young Binary System HK Tauri" Astrophysical Journal 502, L65 (1998).
[P-45] Tinney C. G., Delfosse X., Forveille T. & Allard F. "Optical spectroscopy of DENIS mini-survey brown
dwarf candidates" Astronomy and Astrophysics 338, 1066-1072 (1998).
1999
[P-46] Aghanim N., Désert F. X., Puget J. L. & Gispert R. "Erratum: Ionization by early quasars and cosmic
microwave background anisotropies" Astronomy and Astrophysics 341, 640 (1999).
[P-47] Augereau J. C., Lagrange A. M., Mouillet D. & Ménard F. "HST/NICMOS2 observations of the HD 141569
A circumstellar disk" Astronomy and Astrophysics 350, L51-L54 (1999).
[P-48] Augereau J. C., Lagrange A. M., Mouillet D., Papaloizou J. C. B. & Grorod P. A. "On the HR 4796 A
circumstellar disk" Astronomy and Astrophysics 348, 557-569 (1999).
[P-49] Beichman C., Helou G., van Buren D., Ganga K. & Désert F. X. "An INFRARED SPACE
OBSERVATORY Upper Limit to the Low-Mass Star Halo in the Edge-on Galaxy NGC 4565" Astrophysical Journal 523,
559-565 (1999).
[P-50] Berger J. P., Rousselet-Perraut K., Kern P., Malbet F., Schanen-Duport I., Reynaud F., Haguenauer P.
& Benech P. "Integrated optics for astronomical interferometry. II. First laboratory white-light interferograms" Astronomy
and Astrophysics Supplement Series 139, 173-177 (1999).
[P-51] Bouvier J., Chelli A., Allain S., Carrasco L., Costero R., Cruz-Gonzalez I., Dougados C., Fernandez
M., Martin E. L. et al. "Magnetospheric accretion onto the T Tauri star AA Tauri. I. Constraints from multisite
spectrophotometric monitoring" Astronomy and Astrophysics 349, 619-635 (1999).
[P-52]
Cabrit S., Ferreira J. & Raga A. C. "Forbidden lines from T Tauri disk winds. I. High magnetic torque
173

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
models" Astronomy and Astrophysics 343, L61-L64 (1999).
[P-53] Caux E., Ceccarelli C., Castets A., Vastel C., Liseau R., Molinari S., Nisini B., Saraceno P. & White G.
J. "Large atomic oxygen abundance towards the molecular cloud L1689N" Astronomy and Astrophysics 347, L1-L4
(1999).
[P-54] Ceccarelli C., Caux E., Loinard L., Castets A., Tielens A. G. G. M., Molinari S., Liseau R., Saraceno P.,
Smith H. et al. "Water line emission in low-mass protostars" Astronomy and Astrophysics 342, L21-L24 (1999).
[P-55] Chelli A. "Derivation of veiling, visual extinction and excess flux from spectra of T Tauri stars" Astronomy
and Astrophysics 342, 763-772 (1999).
[P-56] Chelli A. "Veiling derivation from high to low resolution spectra of T Tauri stars" Astronomy and
Astrophysics 349, L65-L68 (1999).
[P-57] Chelli A., Carrasco L., Mujica R., Recillas E. & Bouvier J. "Periodic changes of veiling and circumstellar
grey extinction in DF Tauri. I. Dust clouds spiraling into a T Tauri star?" Astronomy and Astrophysics 345, L9-L13
(1999).
[P-58] Clements D. L., Désert F.-X., Franceschini A., Reach W. T., Baker A. C., Davies J. K. & Cesarsky C. "A
deep 12 micron survey with ISO" Astronomy and Astrophysics 346, 383-391 (1999).
[P-59] Colavita M. M., Wallace J. K., Hines B. E., Gursel Y., Malbet F., Palmer D. L., Pan X. P., Shao M., Yu J.
W. et al. "The Palomar Testbed Interferometer" Astrophysical Journal 510, 505-521 (1999).
[P-60] Collier Cameron A., Walter F. M., Vilhu O., Bôhm T., Catala C., Char S., Clarke F. J., Felenbok P.,
Foing B. H. et al. "Multisite observations of surface structures on AB Doradus in 1994 November" Monthly Notices of
the Royal Astronomical Society 308, 493-509 (1999).
[P-61] Corporon P. & Lagrange A.-M. "A search for spectroscopic binaries among Herbig Ae/Be stars"
Astronomy and Astrophysics Supplement Series 136, 429-444 (1999).
[P-62] Delfosse X., Forveille T., Beuzit J.-L., Udry S., Mayor M. & Perrier C. "New neighbours. I. 13 new
companions to nearby M dwarfs" Astronomy and Astrophysics 344, 897-910 (1999).
[P-63] Delfosse X., Forveille T., Mayor M., Burnet M. & Perrier C. "GJ 2069A, a new M dwarf eclipsing binary"
Astronomy and Astrophysics 341, L63-L66 (1999).
[P-64] Delfosse X., Forveille T., Udry S., Beuzit J.-L., Mayor M. & Perrier C. "Accurate masses of very low
mass stars. II. The very low mass triple system GL 866" Astronomy and Astrophysics 350, L39-L42 (1999).
[P-65] Delfosse X., Tinney C. G., Forveille T., Epchtein N., Borsenberger J., Fouqué P., Kimeswenger S. &
Tiph&egrave;ne D. "Searching for very low-mass stars and brown dwarfs with DENIS" Astronomy and Astrophysics
Supplement Series 135, 41-56 (1999).
[P-66] Désert F.-X., Puget J.-L., Clements D. L., Pérault M., Abergel A., Bernard J.-P. & Cesarsky C. J. "A
classical approach to faint extragalactic source extraction from ISOCAM deep surveys. Application to the Hubble Deep
Field" Astronomy and Astrophysics 342, 363-377 (1999).
[P-67] Duchène G., Bouvier J. & Simon T. "Low-mass binaries in the young cluster IC 348: implications for binary
formation and evolution" Astronomy and Astrophysics 343, 831-840 (1999).
[P-68] Duchène G., Monin J.-L., Bouvier J. & Ménard F. "Accretion in Taurus PMS binaries: a spectroscopic
study" Astronomy and Astrophysics 351, 954-962 (1999).
[P-69] Elbaz D., Cesarsky C. J., Fadda D., Aussel H., Désert F. X., Franceschini A., Flores H., Harwit M.,
Puget J. L. et al. "Source counts from the 15 microns ISOCAM Deep Surveys" Astronomy and Astrophysics 351, L37-
L40 (1999).
[P-70] Epchtein N., Deul E., Derriere S., Borsenberger J., Egret D., Simon G., Alard C., Balázs L. G., de Batz
B. et al. "A preliminary database of DENIS point sources" Astronomy and Astrophysics 349, 236 (1999).
[P-71] Faure A., Rist C. & Valiron P. "Temperature dependence for the CN+NH 3 reaction under interstellar
conditions: beyond capture theories?" Astronomy and Astrophysics 348, 972-977 (1999).
[P-72] Faure A., Rist C. & Valiron P. "Ab initio determination of the CN-NH3 capture potential energy surface."
Chem. Phys. 241, 29 (1999).
[P-73] Flores H., Hammer F., Désert F. X., Césarsky C., Thuan T., Crampton D., Eales S., Le Fèvre O., Lilly S.
J. et al. "Deep Galaxy survey at 6.75 microns with the ISO satellite" Astronomy and Astrophysics 343, 389-398 (1999).
[P-74] Flores H., Hammer F., Thuan T. X., Césarsky C., Désert F. X., Omont A., Lilly S. J., Eales S.,
Crampton D. et al. "15 Micron Infrared Space Observatory Observations of the 1415+52 Canada-France Redshift
Survey Field: The Cosmic Star Formation Rate as Derived from Deep Ultraviolet, Optical, Mid-Infrared, and Radio
Photometry" Astrophysical Journal 517, 148-167 (1999).
[P-75] Forestini M. "Principes fondamentaux de structure stellaire" 413 pages (Gordon & Breach, 1999).
[P-76] Forveille T., Beuzit J.-L., Delfosse X., Ségransan D., Beck F., Mayor M., Perrier C., Tokovinin A. &
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multi-conjuguées", Thèse de l' Univ. J. Fourier, (2001).
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Extrasolar Planets to Cosmology - The VLT Opening Symposium., Antofagasta, Chile, January 1, 2000, (eds. Bergeron
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[I-31] Malbet F. "Introduction to Optical/Near-Infrared Interferometers" in IRAM Millimeter Interferometry Summer School 2,
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181

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
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Ménard F., Dougados C., Duchène G., Bouvier J., Duvert G., Lavalley C., Monin J.-L. & Beuzit J.-L. "Studying the
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Merline W. J., Close L. M., Dumas C., Shelton J. C., Ménard F., Chapman C. R. & Slater D. C. "Discovery of
Companions to Asteroids 762 Pulcova and 90 Antiope by Direct Imaging" in AAS/Division of Planetary Sciences
Meeting, October 1, 2000, 32, (2000).
Mouillet D. "Etude comparée de l'intérêt des observations optique-infrarouge et ALMA sur l'horizon 2010" in Journées
ALMA, Institut d'Astrophysique de Paris, (2000).
[I-36] Pelletier G. "Magnetiszed flows near starsand compact objects" in Physics of Space, Meudon, (2000).
[I-37]
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(2000).
[I-38] Pelletier G. "Lectures on the acceleration of the astroparticles" in Workshop UHECR, Meudon, (2000).
[I-39]
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[I-41]
Pelletier G., Kersalé E. & Longaretti P.-Y. "The magnetized accretion-ejection flows and their transport issues" in
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Désert F.-X., Benoît A., Camus P., Giard M., Pointecouteau E., Aghanim N., Bernard J.-P., Coron N., Lamarre J.-
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[I-42] Feautrier P. "New detectgor perspectives for thigh angular resolution astronomy" in SF2A-2001: Semaine de
l'Astrophysique Francaise, Lyon, May 28-June 1, 2001, EDPS Conf. Ser., p 54 (2001).
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Malbet F. "Observing Young Stellar Objects with the VLT Interferometer" in ESO Workshop on The Origins of Stars and
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Malbet F. "Optical interferometry, a sharper view of the sky" in SF2A-2001: Semaine de l'Astrophysique Francaise,
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Malbet F. "Optical interferometry facilities" in Young stellar clusters: the angular limit, Grenoble (France), in press,
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Merline W. J., Close L. M., Ménard F., Dumas C., Chapman C. R. & Slater D. C. "Search for Asteroid Satellites" in
AAS/Division of Planetary Sciences Meeting, November 1, 2001, 33, (2001).
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