Permettre la réutilisation de fonctions récurrentes sur les calculateurs spatiaux sous forme de bibliothèques ou de partitions.
Simplifier leur intégration et garantir leur indépendance grâce aux garanties de modularité offertes par le TSP/A653.
Permettre aux utilisateurs de se concentrer sur leurs fonctions applicatives tout en bénéficiant de services standardisés, sécurisés et prêts à l'emploi.
IMA : La technologie à l’origine de KOSMOS
Historiquement, dans le milieu de l’aéronautique, chaque fonction critique (contrôle d’un équipement, communication avec le sol, etc.) était assurée par un calculateur (processeur) indépendant. Ce qui était cher, alourdissait les avions et complexifiait les interconnexions.
Présentation des 9 fonctions et des 9 calculateurs
Avec l’augmentation de la puissance de calcul de processeurs, un nouveau paradigme apparait : l’IMA (Integrated Modular Avionics). Cette solution est mise en œuvre sur les avions Airbus & Boeing depuis l’A380 et le B777.
La solution consiste à faire coexister plusieurs fonctions un même calculateur en s’assurant que les fonctions ne se marchent pas les unes sur les autres.
Solution consistant à faire coexister plusieurs fonctions
Un concept clé : le TSP
Le TSP, pour Time & Space Partitionning, a pour principes :
Chaque application logicielle est appelée "partition" et dispose de son propre espace mémoire et de ses propres plages horaires allouées sur le processeur.
Cette séparation des ressources permet de développer et de qualifier chaque application indépendamment.
Présentation du TSP (Time & Space Partitionning)
Et ce, même sur un processeur comportant plusieurs cœurs.
Processeur comportant plusieurs cœurs
Un outil clé : l’hyperviseur
De la même manière que Windows ou Linux sur un ordinateur, le rôle de l’hyperviseur consiste à permettre l’exécution de chaque application (partition), en respectant strictement les contraintes de l’IMA et du TSP.
Qu’est-ce que KOSMOS ?
Un ensemble de briques de base compatibles IMA & TSP, qualifiées à de hauts niveaux de criticité (niveau B ECSS) :
IOS : partition logicielle de gestion des périphériques entrées/sorties partagées (comment communiquer avec un instrument scientifique, une caméra par exemple)
MMDL : partition logicielle de gestion de la mémoire (de stockage notamment) à laquelle a accès le processeur.
HSEM : partition logicielle de gestion des anomalies pouvant se produire quelque part dans le Logiciel de Vol.
CCSW : partition logicielle gérant la commande-contrôle, c’est à dire la communication entre le Logiciel de Vol et les opérateurs de l’engin spatial, au sol.
En particulier, une librairie générique implémentant le protocole de communication bord-sol PUS : la libPUS. Cette librairie offre un certain nombre de télécommandes et télémesures de base que le satellite peut réutiliser pour réaliser des fonctions de base (envoi de télémesures de bonne santé, d’évènements, de surveillances ; mise à jour de paramètres à bord, de données en mémoire du satellite, etc.).
AUTHSW : partition logicielle d’authentification et de chiffrement des Télécommandes reçues par le satellite.
OBCPSW : partition logicielle implémentant des Procédures Bord jouant le rôle de mini centre de contrôle à bord du satellite.
Des kits de développements permettant à l’utilisateur de démarrer plus aisément :
LVROOT : un logiciel d’exemple basé KOSMOS, à adapter et enrichir pour sa mission.
APPDK : partition logicielle exemple, permettant de développer un algorithme applicatif pour sa mission sans avoir à se préoccuper du reste du Logiciel de Vol.
APPDKPUS : partition logicielle analogue à APPDK, intégrant la librairie PUS.
CCDK : un kit de développement de la partition Commande Contrôle permettant de l’adapter à son besoin mission.
Des composants logiciels spécifiques et réutilisables :
Un logiciel de boot qualifié permettant, sur cible Zynq, de démarrer le Logiciel de Vol en toute sécurité.
Des librairies de calcul spatialisées et de standardisation des interfaces (format d’échanges entre partitions, calculs mathématiques, etc.).
Des outils pour faciliter le développement logiciel :
Briques et librairies DevOps (CI/CD, outils d’automatisation des tests, etc.).
Mécaniques de « serveur de cartes » permettant l’accès à distance à des cibles matérielles.
Ressources
Cours et manuels utilisateurs
Les documents ci-dessous sont mis à disposition en accès libre par le CNES. Ils constituent une base d’informations assez complète sur les activités et systèmes ballons maitrisés par la sous-direction Ballons du CNES.
Toutefois, le CNES ne pourra pas être tenu pour responsable des écarts éventuels avec les dernières configurations en vigueur, ni en cas d’anomalies relatives à l’utilisation de ces informations pour des applications non réalisées par le CNES.
Cela fait plus de 60 ans que le CNES conçoit, développe et opère des ballons stratosphériques, une activité portée par l’intérêt grandissant pour la stratosphère. Ce qu’on appelle aussi la « très haute altitude » devient une zone stratégique, que ce soit pour des usages civils ou militaires. Le CNES, associé à des entreprises privées comme HEMERIA ou A-NSE, explore de nouvelles technologies pour mettre au point et qualifier de nouveaux types d’aérostats.
BalMan, le ballon manœuvrant
Depuis quelques années, le CNES développe, en partenariat avec l’industriel HEMERIA, un ballon haut de 20 m, pouvant emporter pendant plusieurs mois une charge utile de 50 kg, et, surtout, un ballon manœuvrant, pilotable. Une petite révolution !
Une architecture innovante : une double enveloppe
Aujourd’hui, pour « diriger » un aérostat, véhicule sans moteur et sans organe de direction, les opérateurs jouent avec les différents courants d’air de l’atmosphère. Ils doivent donc pour cela pouvoir le faire monter et descendre pour l’engager dans tel ou tel courant. Les ballons stratosphériques classiques le permettent grâce au dégazage et au délestage du ballon. Mais ces opérations sont limitées pour chaque vol.
Avec le BalMan, plus de limite : les opérateurs pourront le faire monter et descendre à volonté, entre 16 et 22 km d’altitude. Et donc le diriger de manière très fine en jouant avec les bonnes veines de vent, voire le faire rester au-dessus d’une même zone pendant plusieurs heures. Comment ? Grâce à un système innovant de double enveloppe : la première, interne, gonflée classiquement à l’hélium, permet l’ascension et le vol au plafond du ballon. La seconde, enveloppant la première, est, elle, gonflée avec l’air ambiant. Gonflée et dégonflée à volonté grâce à un système de compresseur. L’air joue donc ici le rôle de lest : il est aspiré et intégré dans la seconde enveloppe pour augmenter la masse du système et faire descendre le ballon ; il est évacué pour le faire remonter.
Après plusieurs vols de qualification en 2025 et 2026, le BalMan devrait être opérationnel début 2027.
L’atout majeur du BalMan est sa persistance, sa capacité à rester au-dessus d’une même zone à environ 20 km d’altitude, et qui laisse imaginer de très nombreuses applications.
Pour l’observation scientifique de la Terre. Par exemple, pour étudier les émissions d’un volcan en éruption, le BalMan permettant de s’attarder autour, voire dans le panache. Ou pour contourner des pays qui auraient interdit leur survol lors d’une mission scientifique.
Pour la sécurité : surveillance des frontières, des zones maritimes... Surveillance également des feux de forêt.
Pour les télécommunications. Par exemple pour servir de relais en cas de crise ou de catastrophe.
Pour l’imagerie depuis la stratosphère…
La vraie rupture pour les ballons est leur manœuvrabilité. Et j’entends par là - et c’est un peu contradictoire - leur persistance, leur capacité à pouvoir rester au-dessus d’une même zone.
Caroline LAURENT
Directrice des Systèmes orbitaux et des applications au CNES
Le projet BalMan est inspiré du programme de ballon LOON initié par Google.
Transat 2024, vol transatlantique hors-norme
En 2024, un ballon stratosphérique ouvert (BSO) baptisé Transat a parcouru plus de 4000 km pendant près de 90 heures, reliant la Suède (Kiruna) au nord du Canada (île de Baffin).Un ballon aux mensurations exceptionnelles : une enveloppe de 800 000 m3 et une charge utile de 900 kg. Ce vol transatlantique inédit, opéré par le CNES en coopération avec l’agence spatiale canadienne, a permis de démontrer la capacité des équipes françaises à mettre en œuvre un ballon stratosphérique, sur un temps long, à 40 km d’altitude.
Des équipements customisés
Pour communiquer avec le BSO au-dessus de l’océan ou dans les régions les plus éloignées des stations de suivi, le CNES a déployé une station déportée sur la côte ouest du Groenland (Kangerlussuag). Elle a pris le relais quand celle de Kiruna était trop éloignée. De plus, les moyens de communication avaient été doublés : une liaison satellite Inmarsat en redondance du lien satellite habituel (Iridium). Et une seconde liaison radar en bande S (moyen de transmission plus rapide pour récupérer les données).
Le système MEDOR, déjà qualifié, a aussi prouvé son efficacité sur un vol longue durée. Ce système permet d’alimenter les nacelles avec l’énergie produite par des panneaux solaires, qui se déploient selon les besoins sous la nacelle, à la manière de store vénitiens. À son arrivée au Canada, les batteries de Transat étaient aussi pleines qu’au départ !
La communauté scientifique est en demande d’outils, tel Transat, leur permettant de faire des mesures sur des périodes relativement longues et à des altitudes aussi élevées (40 km environ). Un vol plus long permet en effet d’augmenter le nombre de mesures et donc de fiabiliser les statistiques scientifiques, ainsi que mener des recherches à plus grande échelle.
L’enveloppe du BSO Transat aurait pu contenir la cathédrale Notre-Dame de Paris.
R&T, d’un bout à l’autre de la chaîne
Optimisation des systèmes de pointage, nouveau design ou enveloppe customisée … Les ingénieurs du CNES étudient sans cesse de nouveaux équipements ou dispositifs pour améliorer la performance des ballons stratosphériques. Quelques pistes :
Physalia, dans l’œil du cyclone
Il s’agit d’une nouvelle génération d’aéroclippers, ces aérostats destinés à survoler les océans et équipés d’un guiderope, un cordage qui flotte à la surface pour stabiliser l’engin à la bonne altitude. Physalia sera lâché près de zones où se forment les cyclones pour être aspiré par les vents et atteindre l’œil du tourbillon. Les modèles précédents étaient trop lourds et trop fuselés pour permettre une bonne prise au vent. La nouveauté de Physalia : sa voile tendue sous le ballon pour une meilleure prise au vent. Le dispositif associe ainsi la portance aérostatique grâce à l’hélium qui porte le ballon, et la portance aérodynamique due à l’écoulement de l’air sur la voile.
Autre innovation : un élastique tendu à l’intérieur du ballon et qui rapproche les deux pôles, lui donnant une forme cylindrique, quelles que soient les variations de son volume. (Entre l’extérieur d’un cyclone et son œil, la pression atmosphérique peut en effet baisser de plus de 10 %, ce qui peut entraîner une variation du volume de l’enveloppe de 10%.) L’élastique permet de conserver son intégrité structurelle.
De plus, la nacelle et sa charge utile ont été miniaturisées (volume d’une orange). Simple de construction et donc peu coûteux, Physalia est destiné à être lâché en essaim, pour multiplier les chances d’atteindre l’œil du cyclone et y mesurer la température, l’humidité, la pression ou encore la température de surface de l’océan.
Contact :
Responsable du développement Jean-Baptiste BEHAR Courriel : jean-baptiste.behar at cnes.fr
Physalia associe les principes du ballon et du cerf-volant pour être « accroché » plus vite par le vent et rejoindre l’œil du cyclone.
Dans la continuité des campagnes Stratéole-2, le CNES, sollicité par les scientifiques, réfléchit à augmenter la durée de vol des ballons destinés à survoler l’équateur, jusqu’à 6 mois. C’est le programme Stratofleet, démarrée en juin 2025.
Le principe : augmenter les capacités de manœuvrabilité des ballons stratosphériques pour pouvoir corriger leur trajectoire au fil des mois. Plusieurs pistes sont à l’étude : une hélice motorisée installée sur la nacelle (à l’image d’un dirigeable) ou une double enveloppe comme le BalMan.
Cette flottille (fleet en anglais) aurait d’autres avantages : rester dans ou près de zones d’intérêts scientifiques comme les orages, éviter le survol de tel ou tel pays qui auraient interdit l’accès à leur espace aérien, pouvoir utiliser la base brésilienne de lâcher du CNES, actuellement trop éloignée de l’équateur pour les lâcher des BPS « classiques » ou encore faire atterrir ces futurs ballons dans un endroit choisi, sur Terre, où ils pourraient être récupérés par des équipes locales…
Contact :
STRATEOLE 2 Stéphanie VENEL Courriel : stephanie.venel at cnes.fr
DICOS, un pointage encore plus fin
Ce système de contrôle d’attitude des nacelles scientifiques, en cours de développement, utilise le principe de l’optique adaptative pour contrer les turbulences de l’atmosphère et optimiser le pointage de précision. Il permettra de viser un point avec une précision de moins d’une seconde d’arc. En clair, c’est comme si l’instrument pouvait rester pointer toute une nuit, depuis Toulouse, sur une pièce de 2 euros qui serait sur la Tour Eiffel !
Ce nouveau service doit être disponible à l’horizon 2028/2029.
Les ballons légers, une filière dans le vent
Portés par une demande croissante pour des ballons peu coûteux et faciles à mettre en œuvre, les ingénieurs du CNES conçoivent depuis plusieurs années de nouveaux systèmes pour améliorer les capacités des ballons légers (dont la masse embarquée ne doit pas dépasser 4 kg).
BLD plafonnant
Ce BLD est capable de voler pendant plusieurs heures à la même altitude. Il se compose en fait de deux ballons, l’un qui permet l’ascension de la charge utile, et qui est séparé du reste du système une fois l’altitude voulue atteinte ; et l’autre, auquel est attaché la nacelle, qui a été gonflé avec la quantité de gaz nécessaire pour se maintenir à cette altitude. Ce ballon a une autonomie de quelques heures, assurée par des batteries rechargeables. Il est équipé de moyens de localisation (dont localisation par satellite via la constellation Iridium) et de séparation, miniaturisés.
Nano-BSO
Avec un diamètre de 10 m environ, ces ballons fonctionnent comme des ballons stratosphériques ouverts mais dans la catégorie des ballons légers. Donc plus facilement opérables (depuis Aire-sur l’Adour par exemple) et moins coûteux. Ils sont en cours de développement avec l’industriel HEMERIA qui conçoit les « nano-enveloppes ».
Planeur stratosphérique sous ballon
Une nacelle planante, voilà le principe de ce dispositif développé par les équipes du CNES. La charge utile est embarquée dans un planeur en polystyrène d’environ 1 m d’envergure et équipé d’un calculateur de bord. Objectif : récupérer les instruments à un endroit déterminé, avec une précision plus grande que lors d’une descente sous parachute. Ce planeur a été qualifié en 2024. Il a été développé avec l’entreprise Cetim Aviation.
Détermination de la forme et structure du noyau de la comète
Détermination de la composition de la comète
Détermination de la composition isotopique de l’eau dans le noyau et la coma de la comète
Étude de la chimie organique dans le noyau et la coma de la comète
Récupération de données in situ par l’atterrisseur Philae
Détermination de la forme et de la structure du noyau de la comète
La mission Rosetta-Philae a rapproché l’humanité du cœur d’une comète de façon inédite. Pour la première fois, nous avons posé une sonde à la surface d’une comète, malgré quelques péripéties (Philae a rebondi plusieurs fois sur plusieurs kilomètres avant de se stabiliser). Cette vue rapprochée a permis une étude approfondie et détaillée de la forme et la structure du noyau de la comète 67P.
Une comète formée d’un agrégat de petits corps
Cette comète est composée de deux lobes accolés, probablement issus d’une accrétion « douce » de « graviers » de glace, avec entre eux des particules microscopiques. C’est l’hypothèse mise en avant par J. Blum et al. (2017), Evidence for the formation of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko through gravitational collapse of a bound clump of pebbles.
Pour aller plus loin dans la description de ce scénario, l’étude de S. Fornasier et al. (2021) : Small lobe of comet 67P: Characterization of the Wosret region with ROSETTA-OSIRIS, montre avec des résultats d’observations dans le domaine infrarouge que l’enrichissement en glace d’eau dans des points brillants à la surface du petit lobe, atteint 60% après le passage de la comète au périhélie. En comparant la couverture de poussière et l’apparition de glace d’eau fraîche à la surface des deux lobes, des différences notables apparaissent, dues à un comportement différent face au réchauffement de la comète. Ces résultats ont amené les auteur-rices à penser que la composition et les caractéristiques mécaniques des deux lobes sont différentes. Cela signifierait que ces deux lobes ont deux origines différentes et se seraient « doucement » accolés par la suite.
Des processus changeant la surface
Cette autre étude a mesuré l’inertie thermique de surface du noyau et son degré de granularité dans différentes régions afin de les cartographier : D. Marshall et al. (2018): Thermal inertia and roughness of the nucleus of comet 67P/Churyumov–Gerasimenko from MIRO and VIRTIS observations. Ces recherches représentent une piste pour déterminer les âges de ces différentes régions et les processus de renouvellement à l’œuvre à la surface.
L’apport considérable de la mission au domaine de l’étude des comètes, en plus d’avoir posé une sonde à la surface de 67P, est d’avoir pu suivre in situ l’évolution de son activité et de sa coma à différents points de son orbite autour du Soleil. Ce chapitre de livre de G. Filacchione et al. (2022) : Comet nuclei composition and evolution, montre ces apports importants de la mission à ce domaine d’étude, en comparant les résultats de la mission aux données obtenues par ailleurs à propos d’autres comètes.
Cette autre étude de M. Rubin et al. (2020) : On the Origin and Evolution of the Material in 67P/Churyumov-Gerasimenko, montre que les matériaux volatils du noyau de la comète ont été formés avant le Système solaire, tandis que le noyau lui-même s’est formé progressivement par une incorporation de petits grains à des distances héliocentriques très différentes.
Des observations effectuées avec le spectro-imageur en ultraviolet lointain Alice, tout au long du séjour de Rosetta en orbite de la comète 67P, ont montré qu’autour du périhélie, le dégazage de H2O et de CO2 dans la coma étaient asymétriques. L’étude de P. D. Feldman et al. (2017) : FUV Spectral Signatures of Molecules and the Evolution of the Gaseous Coma of Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko montre en effet que H2O dominait la coma avant le périhélie, et le CO2 dominait après.
Cette autre étude a utilisé l’algorithme de thermophysique NIMBUS (Numerical Icy Minor Body evolUtion Simulator) pour modéliser puis estimer les abondances de H2O et CO2 dans la coma de 67P avant et après son passage au périhélie, à partir des données de Rosetta : B. J. Davidsson et al. (2021) : Modelling the water and carbon dioxide production rates of Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko.
D'autres études encore ont analysé la production d’eau depuis la surface de la comète, comme D. W. Marshall et al. (2017) : Spatially resolved evolution of the local H2O production rates of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko from the MIRO instrument on Rosetta.
La façon dont le dégazage se fait, à la fois dans l’espace et dans le temps, permet de comprendre comment sont agencées les couches de matériaux dans le noyau, et donc comment et dans quel ordre ils ont été accrétés.
Par conséquent, la connaissance précise de la composition de la coma de la comète à différents points de son orbite autour du Soleil, combinée avec la connaissance précise de la structure de la surface et de l’intérieur de son noyau permet de reconstituer l’évolution de la comète, et de retracer l’origine des différents petits corps agglomérés qui la composent.
Détermination de la composition isotopique de l’eau dans le noyau et la coma de la comète
Une partie de l’eau terrestre aurait été apportée par les comètes
Mesurer le rapport entre les abondances du deutérium et de l’hydrogène (D/H) permet de retracer l’origine des molécules d’eau, dans le Système solaire. Alors que le Soleil n’était encore qu’un cœur pré-stellaire au sein de la nébuleuse protosolaire, les basses températures ont permis à la plupart des molécules volatiles de geler. La glace d’eau à ce moment-là contenait beaucoup de deutérium. Et puis les températures ont monté, les glaces se sont sublimées et mélangées à l’hydrogène déjà présent, faisant baisser la proportion de deutérium dans l’eau. Les zones plus éloignées du Soleil ont conservé l’abondance originelle du deutérium, contrairement aux zones internes où se sont formées les planètes telluriques.
Examiner ce rapport D/H permet donc de retracer l’origine de l’eau sur un corps du Système solaire.
L’hypothèse qui fait consensus est que l’origine de l’eau sur Terre est à la fois locale (lieu de formation de la Terre) et externe (apport par les comètes), mais il est difficile de déterminer laquelle de ces deux origines est prépondérante.
Une première étude de 2015 de K. Altwegg et al. : 67P/Churyumov-Gerasimenko, a Jupiter family comet with a high D/H ratio, montrait que le rapport D/H dans la coma de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko était 3 fois plus important que celui mesuré sur Terre, contraignant à la baisse la proportion d’eau apportée par les comètes sur Terre. Mais en 2024, une autre étude montre qu’en prenant en compte la dynamique de la poussière qui s’élève et retombe en emportant de la glace de la surface de la comète, le rapport D/H mesuré est finalement similaire à celui observé sur Terre : K.E. Mandt et al. : A nearly terrestrial D/H for comet 67P/Churyumov-Gerasimenko.
On revient alors à une contribution plus importante des comètes à l’eau terrestre. Ce revirement montre que le sujet mérite encore d’y consacrer du temps de recherche !
Étude de la chimie organique dans le noyau et la coma de la comète
L’hypothèse de la pseudo-panspermie renforcée
Les comètes contiennent de la glace d’eau et d’autres molécules volatiles, mais la surface de leur noyau n’a pourtant bien souvent pas un albedo très élevé. On les qualifie de « boules de neige sales ». En effet, elles contiennent également toutes sortes de molécules organiques. Dès 2015, alors que la sonde était active en orbite autour de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, des molécules organiques ont été détectées sur la partie illuminée par le Soleil de sa surface, par spectroscopie, comme le montre cette étude : F. Capaccioni et al. (2015) : The organic-rich surface of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko as seen by VIRTIS/Rosetta.
Par la suite, d’autres études se sont penchées sur le sujet. K. Altwegg et al. (2017) : Organics in comet 67P – a first comparative analysis of mass spectra from ROSINA–DFMS, COSAC and Ptolemy, ont montré la présence d’une grande variété de molécules contenant des groupements CH-, CHN-, CH-S, CHO2- et CHNO-, ainsi que du toluène, une molécule aromatique. Pour obtenir ces résultats, cette équipe a combiné les mesures faites dans la coma et de la surface de la comète, par les instruments ROSINA et COSAC de la sonde Rosetta, ainsi que Ptolemy de l’atterrisseur Philae.
Au fil des ans après la fin de la mission, les analyses des spectres obtenus par les instruments de la sonde et de l’atterrisseur ont continué, et par exemple en 2022, l’équipe de N. Hänni et al. (2022) : Identification and characterization of a new ensemble of cometary organic molecules a détecté de nouvelles molécules organiques de toutes sortes dont la composition moyenne est C1H1.56O0.134N0.046S0.017. Le nombre et la variété des molécules détectées a continué d’augmenter au fil des études, comme avec celle de N. Hänni et al., de nouveau, en 2023 : Oxygen-bearing organic molecules in comet 67P’s dusty coma: First evidence for abundant heterocycles.
Toutes ces études renforcent la vraisemblance de l’hypothèse de la peudo-panspermie, qui consiste à penser qu’une partie au moins des briques de bases à partir de laquelle la vie s’est formée sur Terre auraient été apportées, avec de l’eau, par les comètes.
Le terme « panspermie » regroupe différentes hypothèses, parfois très anciennes, sur l’origine de la vie, ou plutôt, différents « degrés » de la même hypothèse, selon qu’on suppose l’apport sur Terre depuis l’espace de simples molécules organiques ou bien d’organismes entiers qui auraient résisté au voyage interplanétaire dans le vide spatial.
Par exemple, une version de l’hypothèse de la panspermie consiste à penser que la vie serait apparue sur Mars et aurait voyagé jusque sur Terre à bord de fragments de roche éjectées de la surface de Mars suite à un ou des impacts météoritiques – ou l’inverse, de la Terre à Mars, qui sait ?
Cependant, la version de l’hypothèse qui retient vraiment l’attention de la communauté scientifique est appelée « pseudo-panspermie » et consiste à penser que seules des molécules organiques auraient en partie été apportées sur Terre depuis le milieu interplanétaire par les impacts de comètes. La découverte de nombreuses molécules organiques de conformation et composition variées dans des comètes et dans le milieu interstellaire renforce la vraisemblance de cette hypothèse.
Récupération de données in situ par l’atterrisseur Philae
Un atterrissage mouvementé
L’aventure de l’atterrisseur Philae a été mouvementé. Il était prévu qu’au moment de toucher la surface de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, Philae allume un propulseur pour le plaquer au sol pendant qu’il devait actionner ses 3 harpons pour assurer son ancrage sur la surface de la comète. Ce système n’a cependant pas fonctionné, ce qui a eu pour conséquence de faire rebondir l’engin, en raison de sa vitesse et d la très faible gravité. Celui-ci a rebondit 3 fois, sur une distance d’un kilomètre environ. Le premier rebond l’a amené à 1 km d’altitude. Il s’est finalement stabilisé 2 h après une collision, un 2e et un 3e rebond, dans la région Abydos de la surface de la comète.
Après des recherches par l’orbiteur Rosetta, avec sa caméra OSIRIS, il est apparu que Philae avait basculé sur le côté, avec un angle de 30°, contre une falaise, à moitié dans l’ombre, limitant la quantité d’énergie que pouvaient recevoir ses panneaux solaires. Malgré tout, 80% des observations scientifiques prévues ont pu être menées par l’atterrisseur. L’étude de P. Heinisch et al. (2017) : Reconstruction of the flight and attitude of Rosetta's lander Philae, montre une reconstitution de cette séquence d’événements.
Une analyse in situ de la région Abydos de la surface de la comète
Cette publication montre les images du sol de la comète capturées par la caméra ROLIS de l’atterrisseur Philae : S. E. Schröder et al. (2017) : Close-up images of the final Philae landing site on comet 67P/Churyumov-Gerasimenko acquired by the ROLIS camera. Cette autre étude s’intéresse aux changements d’albédo et de composition de la surface dans la région Abydos autour du passage au périhélie, mais vue cette fois depuis l’orbiteur avec sa caméra OSIRIS : H. V. Hoang et al. (2020) : Spectrophotometric characterization of the Philae landing site and surroundings with the ROSETTA/OSIRIS cameras.
En termes de retours scientifiques, 8 des 10 instruments de Philae ont fonctionné (ne pouvant pas forer le sol de la comète, les instruments APXS, COSAC et SD2 n’ont pas fourni de données pertinentes). Cette étude de H. Boehnhardt et al. (2017) : The Philae lander mission and science overview, récapitule les principaux résultats de la mission de Philae, dont voici un résumé succinct :
La région du premier rebond, Agilkia, est plutôt lisse et homogène et couverte d’un régolithe composé de grains de tailles allant de l’ordre du centimètre au décimètre, avec quelques blocs enfouis de tailles allant de quelques décimètres à quelques mètres. Il semblerait que la force du rebond de Philae ait été augmentée par la présence d’une couche plus dure au-dessous de ce régolithe.
La surface sur laquelle Philae s’est stabilisée, dans la région Abydos, a un aspect plus chaotique, avec des falaises, des crevasses et de gros blocs composés de glace ou de sel (albédo plus fort) et de matériaux riches en carbones (albédo plus faible). Il y a ici beaucoup moins de régolithe que sur la surface de la région Agilkia. Les résultats des instruments de Philae décrivent une région Agilkia plus poudreuse et une région Abydos plus dure. Il semblerait que ces régions plus poudreuses sont le résultat d’une accumulation de retombées de poussière de régolithe après des épisodes d’activité cométaire, i.e de sublimation de glace sous-jacente.
En faisant utilisant le radar CONSERT et mode bistatique entre Philae et Rosetta à travers le noyau de la comète, une cartographie de l’intérieur du noyau a pu être tracée. L’intérieur du grand lobe semble être uniforme sans surdensités ni vides de plus de quelques décimètres de taille, mais semble être très poreux (75 à 85%). Les résultats pointent vers une formation par accrétion classique pour la plus grande partie du noyau avec processus de différenciation, puis accumulation de plus petits éléments une fois le noyau formé.
Des analyses de l’environnement magnétique de la comète ont été effectuées.
Enfin, une analyse chimique a été effectuée. Des différences ont été remarquées dans les espèces organiques détectées par l’atterrisseur et l’orbiteur, suggérant une hétérogénéité dans la répartition de celles-ci sur et dans le noyau et/ou une différence de composition entre les particules de poussières étudiées sur la surface du noyau et la coma.
Planck fournit des valeurs plus précises aux paramètres cosmologiques
Planck apporte la carte la plus détaillée à ce jour du Fond Diffus Cosmologique
Des contraintes fournies par Planck sur la Ré-ionisation de l’Univers
Planck cartographie le champ magnétique de la Voie Lactée
Planck fournit des valeurs plus précises aux paramètres cosmologiques
Paramètres cosmologiques
Les observations du satellite Planck du Fond Diffus Cosmologique ont permis d’affiner les valeurs des paramètres cosmologiques. En 2018, en prenant en compte l’ensemble des données obtenues par les instruments du satellite, la collaboration Planck, N. Aghanim et al. (2020), Planck 2018 results VI. Cosmological parameters, fournit des valeurs pour les paramètres cosmologiques tels que la densité de baryons, la densité de matière noire, la densité d’énergie sombre, l’âge de l’Univers, etc.. En 2024, des valeurs plus précises encore sont publiées à partir des données les plus récentes du satellite Planck, la data release PR4. Ces nouvelles valeurs sont décrites dans l’étude de M. Tristram et al. (2024) : Cosmological parameters derived from the final Planck data release (PR4).
Inflation cosmique
Les données du satellite Planck confortent également la réalité de la survenue d’un épisode d’inflation cosmique aux débuts de l’Univers, renforçant le modèle standard de l’évolution de l’Univers, comme le montre la publication de la collaboration Planck, Y. Akrami et al. (2020) : Planck 2018 results X. Constraints on inflation.
Planck apporte la carte la plus détaillée à ce jour du Fond Diffus Cosmologique
En combinant les données des satellites WMAP et Planck, l’équipe de J. Bobin et al. (2014) : Joint Planck and WMAP CMB map reconstruction, a construit la carte la plus détaillée du Fond Diffus Cosmologique au début de la mission du satellite Planck. Par la suite, à mesure que se sont accumulées les données du satellite, des cartes encore plus précises ont été publiées.
Des contraintes fournies par Planck sur la Ré-ionisation de l’Univers
Le satellite Planck de l'ESA a révélé que les premières étoiles de l'Univers ont commencé à se former plus tard que ce que les observations du fond cosmologique indiquaient. Cette analyse montre aussi que ces étoiles étaient la seule source nécessaire pour rendre compte de la ré-ionisation des atomes dans le cosmos, avec la moitié du processus déjà fait lorsque l'Univers n'avait que 700 millions d'années.
Les observations des galaxies très éloignées abritant des trous noirs super massifs indiquent que l'Univers a été complètement ré-ionisé à l'âge de 900 millions d'années. Le point de départ de ce processus est néanmoins bien plus difficile à déterminer et a été le sujet de vives discussions ces dernières années.
Une première estimation de l'époque de la ré-ionisation a été faite en 2003 à partir des données du satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) de la NASA, suggérant que ce processus pourrait avoir débuté tôt dans l'histoire cosmique, quand l'Univers n'avait que quelques centaines de millions d'années. Cette première estimation a vite été corrigée, lorsque les données suivantes de WMAP ont repoussé la date de début à des époques plus tardives, indiquant que l'Univers n'avait pas été significativement ré-ionisé avant au moins 450 millions d'années.
En 2015, la Collaboration Planck a fourni de nouvelles données pour s'attaquer au problème, déplaçant l'époque de la ré-ionisation encore plus tard dans l'histoire cosmique et révélant que ce processus était à moitié réalisé lorsque l'Univers avait environs 550 millions d'années. Les résultats étaient fondés sur les premières cartes globales de la polarisation du CMB du ciel vu par Planck, données obtenues avec l'instrument LFI (Low-Frequency Instrument).
Une analyse des données de l'autre détecteur de Planck, HFI (High-Frequency Instrument), qui est plus sensible à ce phénomène que n'importe quel autre instrument précédent, montre que la ré-ionisation a commencé encore plus tard - bien plus tard que toute autre donnée ne l'avait suggéré.
Cette situe la formation des première étoiles bien plus tardivement que l'on ne le pensait jusque-là, dans l'histoire du cosmos, suggérant que la première génération de galaxies est largement dans la gamme observable des prochains observatoires astronomiques, et peut-être même de certains observatoires actuels.
En fait, il est probable que certaines des toutes premières galaxies ont déjà été détectées avec les expositions longues, telles que le champ ultra profond observé par le télescope spatial Hubble NASA/ESA, et il est bien plus facile que prévu d'en voir d'autres avec des observatoires tels que le James Webb Space Telescope NASA/ESA/CSA.
Planck cartographie le champ magnétique de la Voie Lactée
La connaissance du champ magnétique de notre galaxie est fondamentale car celui-ci est soupçonné de gouverner ou d'influer sur de nombreux phénomènes, tels que la trajectoire des particules chargées électriquement (les rayons cosmiques) et la formation des étoiles.
La lumière est une forme d'énergie qui nous est très familière même si certaines de ses propriétés ne sont pas facilement accessibles. L'une d'entre elles - la polarisation - est une source d'informations pour les chercheur-e-s. Dans l'espace, la lumière émise par les étoiles, le gaz ou la poussière peut être polarisée de plusieurs façons. En mesurant la polarisation de la lumière, les astronomes peuvent étudier les processus physiques qui sont à son origine. En particulier, la polarisation révèle l'existence et les propriétés des champs magnétiques dans le milieu interstellaire de notre Galaxie.
Les particules de poussière interstellaire ont tendance à avoir l’axe de leur plus grande longueur aligné à angle droit de la direction du champ magnétique. La lumière émise par ces grains est ainsi polarisée. Pour les détecteurs sensibles à la polarisation de Planck, établir la carte de cette poussière interstellaire en avant plan du Fond Diffus Cosmologique revient donc plus ou moins à retracer le champ magnétique de la Voie Lactée.
Observations de la bande de l’eau dans l’atmosphère martienne
Observations du monoxyde de chlore dans le vortex polaire arctique
Observations de l’évolution du vortex polaire antarctique
Observations de l’eau dans des comètes
Mesurer la raie rotationnelle à 557 GHz de l’eau dans un spectre de comète permet de remonter à d’importantes informations sur sa structure, son activité et son évolution. Déterminer l’intensité de la raie permet d’estimer le taux de production d’eau par les geysers de la surface, alimentant la chevelure de la comète (coma). La largeur de la raie apporte des informations sur la vitesse d’expansion de la coma. Enfin, la position précise du centre de la raie sur le spectre mesuré, ainsi que sa forme permettent de remonter aux anisotropies de l’émission de molécules d’eau par la comète.
De telles observations depuis le sol sont rendues extrêmement difficiles par l’absorption des infrarouges submillimétriques par l’atmosphère terrestre à ces longueurs d’ondes. C’est pourquoi le télescope spatial Odin a été fort utile à ce domaine de recherche, à son époque. 4 comètes ont ainsi notamment été étudiées grâce aux données du satellite entre le printemps 2001 et le printemps 2002 :
C/2001 A2 (LINEAR) : les observations ont commencé pendant la phase de commissioning de l’instrument en avril 2001 et ont repris en juin 2001 lors du passage de la comète au plus près de la Terre.
19P/Borrelly : les observations ont eu lieu entre septembre et décembre 2001, alors que la sonde Deep Space 1 survolait la comète.
C/2000 WM1 (LINEAR) (décembre 2001) : Odin a observé cette comète en décembre 2001 lors de son passage au plus près de la Terre, puis en mars 2002.
153P/2002 C1 (Ikeya-Zhang) : Odin a pu cartographier le signal à 557 GHz de la comète lors de son passage au plus près de la Terre pendant 45 h en avril 2002. Une étude du spectre de la comète a également été faite pour rechercher la raie à 547,676 GHz de l’isotope de l’eau H218O, variation de la molécule d’eau contenant l’isotope 18O.
Les caractéristiques techniques du spectromètre embarqué par Odin le rendaient particulièrement utile à la détection de l’eau, dans les comas de comètes, mais également dans l’atmosphère martienne. Des observations d’Odin en juin et novembre 2003, durant une opposition martienne très favorable, ont permis de mesurer la raie à 557 GHz de l’eau dans l’atmosphère martienne dans une fenêtre de 4 GHz, permettant de voir à la fois le pic de la raie et l’intégralité de ses ailes jusqu’à leur jonction avec le continuum du spectre. Ces mesures ont permis d’obtenir une estimation du profil thermique vertical et de la proportion de l’eau dans l’atmosphère martienne, moyennés sur le disque martien.
L’étude précise que malgré les variations locales échappant à la méthode de mesure, ces travaux ont permis d’affiner les modèles atmosphériques martiens de l’époque. Les bandes spectrales correspondant au monoxyde de carbone et de l’eau contenant l’isotope 18 de l’oxygène ont également été détectées et mesurées durant ces observations.
Observations du monoxyde de chlore dans le vortex stratosphérique polaire Arctique
Au niveau des vortex stratosphériques polaires terrestres, le monoxyde de chlore est impliqué dans la destruction des molécules d’ozone, et par conséquent, de la fameuse couche d’ozone qui protège la biosphère terrestre contre le rayonnement ultraviolet du Soleil. L’effet néfaste des molécules contenant du chlore sur la couche d’ozone est connu depuis les années 1980, et les molécules de la famille des ChloroFluoroCarbures (CFC) ont été interdites par le Protocole de Montréal en 1987 au niveau mondial. Depuis les années 1990, les mesures atmosphériques montrent que les « trous dans couche d’ozone » aux pôles se résorbent. C’est dans ce contexte qu’Odin a été utilisé au début des années 2000 pour surveiller cette évolution en mesurant l’abondance du monoxyde de chlore ClO et de son dimère Cl2O2.
La photolyse d’une molécule de Cl2O2 conduit à la destruction de 2 molécules d’ozone O3. Cependant, la décomposition thermale du Cl2O2 en 2 molécules de monoxyde de chlore diminue l’efficacité de cette destruction d’ozone.
C’est pourquoi il était important d’effectuer des mesures d’abondance de ces deux molécules en période nocturne (sans photolyse), pour estimer et comparer la quantité de Cl2O2 fabriqués et détruits (sans destruction d’ozone), autrement dit, caractériser l’efficacité de la production de Cl2O2 dans le vortex polaire nord. Ce savoir a ensuite permis d’estimer l’efficacité de la destruction d’ozone par la photolyse du Cl2O2.
Observations de l’évolution du vortex stratosphérique polaire Antarctique
Les phénomènes de destruction d’ozone dans les vortex stratosphériques polaires peuvent varient en intensité en fonction des conditions de pression et de température. Outre le monoxyde de chlore, principal responsable des « trous dans couche d’ozone » au -dessus des pôles terrestres, 3 autres molécules ont un rôle important dans cette destruction d’ozone : l’oxyde nitrique N2O, l’acide nitrique HNO3 et le dioxyde d’azote NO2.
Odin a pu mesurer l’évolution des abondances de ces molécules dans l’atmosphère au-dessus de l’Antarctique avant, pendant et après un épisode de hausse des températures ayant temporairement divisé le vortex polaire sud en deux vortex distincts entre septembre et octobre 2002. Cela a permis, en comparant les mesures d’Odin aux données de simulation avec le modèle REPROBUS, de mieux comprendre les mécanismes complexes de déplétion de l’ozone ainsi que de suivre le processus de réparation de la couche d’ozone, en cours depuis le Protocole de Montréal en 1987 ayant conduit à l’interdiction des ChloroFluoroCarbures (CFC) au niveau mondial.
Observations des premières étapes de la formation des étoiles
Observations précises des galaxies ultra-lumineuses en infrarouge (ULIRGS)
Découvertes de nouvelles galaxies
Découvertes et études de disques proto-planétaires
La mission Herschel, bien qu’ayant débuté en 2009, et s’étant terminée en 2013, continue à produire de nombreux résultats. Voici quelques publications concernant les grands domaines scientifiques concernés par la mission, afin de tenter de rendre compte de la grande richesse des connaissances accumulées durant ces 15+ dernières années grâce aux observations et mesures du télescope spatial Herschel. Compte-tenu de la quantité très importante de travaux publiés, cette page de résultats ne saurait être exhaustive.
Observations des premières étapes de la formation des étoiles
Les observations par le télescope spatial Herschel du milieu interstellaire froid montrent des filaments, d’une épaisseur d’un dixième de parsec dans lesquels se trouvent des cœurs pré-stellaires. Ces deux éléments constituent les deux étapes suivant le début de l’effondrement de nébuleuses suite à des perturbations (forces de marées galactiques, passage d’amas d’étoiles, turbulence, ondes de choc, etc…). Ces découvertes de filaments dans le milieu interstellaire au sein de la Voie Lactée sont décrite par P. André, (2012), The Herschel View of Star Formation.
Les modèles de formation d’étoiles massives ont été améliorés par les observations d’Herschel. C’est par exemple ce qu’explique D. Russeil et al. (2019) :Herschel-HOBYS study of the earliest phases of high-mass star formation in NGC 6357.
Les estimations du taux de formation d’étoiles dans la Voie Lactée ont été améliorées dans différents secteurs de celle-ci, comme le montrent par exemple M. Veneziani et al., (2013) : An analysis of star formation with Herschel in the Hi-GAL survey.
La structure des régions de photodissociation du milieu interstellaire (portions des nébuleuses où le gaz est suffisamment dense et le flux de photons UV suffisamment faible pour que le gaz ne soit pas ionisé) a été étudiée et retracée précisément dans différents secteurs de la Voie Lactée, comme le montrent par exemple A. Abergel et al. (2010) : Evolution of interstellar dust with Herschel. First results in the photodissociation regions of NGC7023, ou C. Joblin et al. (2018) : Structure of photodissociation fronts in star-forming regions revealed by Herschel observations of high-J CO emission lines.
Observations précises des galaxies ultra-lumineuses en infrarouge (ULIRGS)
Le télescope spatial IRAS avait découvert en 1983 des galaxies très lumineuses en infrarouges, appelées Luminous InfraRed Galaxies (LIRGS). Elles émettaient plus de lumière en infrarouge que dans tous les autres domaines de longueurs d’onde réunis. Leur luminosité est de l’ordre de 1011 L☉.
On reconnaît aujourd’hui 3 autres catégories de galaxies de ce type, selon leur niveau de luminosité :
Les explications données comme causes de cette forte luminosité sont une formation d’étoiles avec un taux élevé, dans un environnement riche en poussières, qui absorbent le rayonnement visible pour le réémettre dans le domaine submillimétrique et/ou une collision de galaxies, et/ou la présence d’un noyau actif de galaxie (AGN).
De nombreuses études des résultats de Herschel ont été publiées sur ce sujet (par exemple : M. García-Marín et al., (2009) : Integral field optical spectroscopy of a representative sample of ULIRGs I. The data; J. Fischer et al., (2010) : Herschel-PACS spectroscopic diagnostics of local ULIRGs: Conditions and kinematics in Markarian 231 ; J. S. Kartaltepe et al., (2012) : GOODS-Herschel and candels : The morphologies of Ultraluminous InfraRed Galaxies at z~2 ; H. Yan et al., (2013) : Optical-faint, far-infrared-bright Herschel sources in the candels fields : Ultra-Luminous InfraRed Galaxies at z>1 and the effect of source blending), à propos de galaxies de ces catégories situées à différents redshifts, et qui visent à déterminer plus précisément les causes de leurs fortes luminosités en infrarouges.
Le saviez-vous ?
L’expansion de l’Univers étire l’espace entre les galaxies. En ne bougeant pas beaucoup par rapport à l’espace, les galaxies sont repoussées loin de nous d’autant plus vite qu’elles sont éloignées. L’effet Doppler rougit les galaxies qui s’éloignent de nous (l’extrême majorité), et bleuit le petit nombre de galaxies proches qui se rapprochent de la Voie Lactée par attraction gravitationnelle, comme la galaxie d’Andromède.
Comme l’Univers repousse les galaxies loin de nous, les distances que l’on mesure à partir de la lumière qu’elles ont émise il y a des milliards d’années sont bien en-deçà de leurs distances réelles au moment présent (elles ont été déplacées par l’expansion de l’Univers depuis qu’elles ont émis la lumière que l’on en reçoit). Il y a donc une distance apparente et une distance réelle pour chaque galaxie.
Pour résoudre ce problème, les cosmologistes préfèrent juger de la distance d’une galaxie en considérant à quel point elles sont rougies par l’effet Doppler, en mesurant ce qu’on appelle leur redshift.
Des galaxies à haut-redshift, donc vues alors qu’elles étaient jeunes mais à une période très ancienne, peu après le début de l’Univers, ont été découvertes dans les données de Herschel, un certain nombre de fois, par différentes équipes.
Par exemple : D. A. Riechers et al., (2017) : Rise of the Titans: A Dusty, Hyper-luminous “870 μm Riser” Galaxy at z ∼ 6. Dans cette étude est décrite la découverte de l’objet formé par la collision de galaxies nommé ADFS-27, à un redshift de z = 5,655. L’objet rayonne en infrarouge submillimétrique car il est illuminé par un sursaut de formation d’étoiles provoqué par cette collision. La découverte a été faite en combinant les données de Herschel (instrument SPIRE) et du radiotélescope ALMA (instrument APEX/LABOCA).
Ce genre de découverte est toujours un événement important car en comparant la morphologie et la composition en étoiles, gaz, et poussières de ces anciennes galaxies avec les caractéristiques des galaxies actuelles, on peut retracer l’évolution des galaxies. Plus les détections sont nombreuses, plus on peut affiner nos modèles d’évolution des galaxies.
Découvertes et études de disques proto-planétaires
Des centaines de disques proto-planétaires ont été étudiés dans les données de Herschel. Voici quelques exemples de travaux effectués dans ce domaine avec les observations du télescope spatial Herschel :
Environ 120 étoiles pré-séquence principale dans la constellation du Taureau ont été étudiées par C. D. Howard et al., (2013) : Herschel/PACS survey of protoplanetary disks in Taurus/Auriga – Observations of [OI] and [CII], and far-infrared continuum. L’objectif était de détecter des raies d’émission spectroscopiques de l’oxygène [OI], du carbone [CII], du monoxyde d’hydrogène OH, de l’eau H2O et du monoxyde de carbone CO pour déterminer les classes d’évolution (I, II, ou III) des disques protoplanétaires de ces étoiles. Cette étude a été réalisée dans le cadre du programme d’observations (GASPS) du télescope spatial Herschel.
Une autre étude, elle aussi menée dans le cadre du programme GASPS, a cherché à déterminer les compositions en gaz et poussières pour environ 250 jeunes étoiles : W. R. F. Dent et al., (2013) : GASPS—A Herschel Survey of Gas and Dust in Protoplanetary Disks: Summary and Initial Statistics.
Une autre étude concernant 104 jeunes étoiles s’est penchée sur la dynamique de leurs disques : S. L. Grant et al., (2018) : Herschel Observations of Protoplanetary Disks in Lynds 1641.
Ce ne sont ici que 3 exemples de publications produites à partir des observations du télescope spatial Herschel dans ce domaine, parmi de nombreuses autres.
On classe les disques protoplanétaires en différentes catégories selon leur stade d’évolution, pour les étoiles de moins de 2 masses solaires :
Classe 0 : Protoétoile profondément enfouie dans son globule de gaz et de poussières, accrétant sa matière et générant deux jets de matière par ses pôles.
Classe I : L’enveloppe de gaz et de poussières se dissipe, laissant apparaître la protoétoile. La matière restante s’aplatit en un disque en rotation autour de l’astre central.
Classe II : La protoétoile devient une étoile pré-séquence principale de type T-Tauri avec un disque qui s’affine et un rythme d’accrétion vers l’étoile qui diminue.
Classe III : L’étoile évolue vers la séquence principale et n’accrète plus de matière de son disque. Des planètes peuvent se former par accrétion dans le disque proto-planétaire autour de l’étoile.
Pour les étoiles plus massives, ayant une masse entre 2 et 8 masses solaires, la proto-étoile devient plutôt une étoile pré-séquence principale de type Herbig Ae/Be, et le processus général est plus rapide.
Pour les étoiles encore plus massives, le processus est encore plus rapide, si bien qu’il est difficile de déterminer à quel moment l’étoile termine d’accréter de la matière et à quel moment elle entre dans la séquence principale. Elles sont plus difficiles à observer car enfouies dans leur globule/disque de gaz et de poussière. Quand elles deviennent visibles, elles ont déjà atteint la séquence principale.
Amélioration des modèles de mélange dans les structures internes des étoiles
Études d’étoiles massives
Études et découvertes de systèmes binaires à éclipse
Découvertes d’exoplanètes et de naines brunes
La mission CoRoT, bien que s'ayant terminée en 2014, continue à produire de nombreux résultats. Voici quelques publications concernant les grands domaines scientifiques concernés par la mission, afin de tenter de rendre compte de la grande richesse des connaissances accumulées durant ces 20 dernières années grâce aux observations et mesures de plus de 160 000 étoiles faites avec ce télescope spatial. Ces cibles ont été étudiées principalement dans le cadre de deux domaines de recherches : l’astérosismologie et la détection d’exoplanètes.
Amélioration des modèles de mélange dans les structures internes des étoiles
Grâce aux mesures d’astérosismologie pour les étoiles ciblées par CoRoT, les connaissances quant à leurs structures internes ont été améliorées. Les périodes de rotation et modes de milliers d’étoiles de différents types ont pu être mesurées, par exemple des étoiles de type T-Tauri, des étoiles de faible de masse de la séquence principale, de masse intermédiaire, des sous-géantes, des étoiles massives. Estimer la rotation de surface des étoiles permet de placer des contraintes sur leur dynamique interne.
Des tâches stellaires ont également été détectées en observant leurs transits sur les courbes de lumière.
Les zones convectives à l’intérieur des étoiles ont été étudiées durant la mission. Auparavant, il était difficile de modéliser la taille exacte des zones de convection dans les étoiles. La taille, l’activité et localisation de ces zones de convection dépendent du stade d’évolution de l’étoile ainsi que de sa masse. Les étoiles de faible masse ont des enveloppes entièrement convectives. Les étoiles de masse comparables au Soleil ont une zone radiative surmontée d’une zone convective. Ces deux zones sont inversées dans les étoiles massives.
Divers phénomènes peuvent étendre des zones de convection dans les étoiles, et donc le mélange de matière entre surface, enveloppe et cœur des étoiles. La rotation d’une étoile peut apporter un mélange supplémentaire, et également le phénomène de convection pénétrante (convective overshoot) qui voit de la matière chaude remonter plus haut que prévu et de la matière « froide » redescendre plus bas que prévu.
Ces mélanges de matière ont un impact important sur l’évolution des étoiles : par exemple l’hélium produit au cœur d’une étoile peut se retrouver partiellement mélangé avec l’hydrogène des couches internes de son enveloppe, modifiant le rythme de la nucléosynthèse au cœur de l’étoile. CoRoT a permis de mieux mettre en évidence ces phénomènes de mélange. Grâce à ces résultats, on peut mieux estimer les stades d’évolution et donc les âges de ces étoiles.
Ces phénomènes sont décrits par exemple dans S. Deheuvels et al. (2013) : Some highlights of the latest CoRoT results on stellar physics.
CoRoT a observé des étoiles massives comme les étoiles de classe spectrale Be. Ces étoiles de la séquence principale ont la particularité d’avoir des raies d’émission dans leur spectre. Une autre particularité est qu’elles font parties des étoiles ayant des vitesses de rotation les plus rapides dans la séquence principale. Ces travaux ont par exemple été publiés par T. Semaan et al. (2013) : Study of faint Be stars in the exofield of CoRoT.
Des étoiles de type Beta Cephei, également de classe spectrale B ont été observées (par exemple C. Aerts et al. (2011) : Seismic modelling of the β Cephei star HD 180642 (V1449 Aquilae)), ainsi que des étoiles de classe O.
L’enjeu était, comme pour les étoiles moins massives, de déterminer leurs modes de vibration et leurs vitesses de rotation afin de caractériser les phénomènes de mélange dans leurs cœurs et enveloppe afin d’améliorer les modèles de structure internes. Tout ceci a permis de mieux estimer leurs stades d’évolution et donc leurs âges.
Étude et découvertes de systèmes binaires à éclipses
De nombreux systèmes binaires à éclipses ont été découverts et/ou étudiés avec les données de CoRoT. Certaines étoiles composant ces systèmes étaient elles-mêmes variables. Par exemple, le système binaire CoRoT 102918586 a pu être entièrement caractérisé par C. Maceroni et al., (2012) : CoRoT 102918586: a γ Doradus pulsator in a short-period eccentric eclipsing binary. Il en va de même pour le système AU Monocerotis, dans l’étude de M. Desmet et al., (2009) : CoRoT photometry and high-resolution spectroscopy of the interacting eclipsing binary AU Monocerotis.
Entre 2007 et 2022, 34 exoplanètes ont été découvertes dans les courbes de lumières de CoRoT, par la méthode des transits planétaires. Ce sont principalement des planètes géantes de type Neptune ou Jupiter, mais orbitant très proche de leurs étoiles (en grande majorité, leur demi-grand axe est inférieur à 0,1 UA). On les appelle des Neptunes ou Jupiters chauds.
Il faut également noter que la première super-Terre a été découverte dans les données de CoRoT, autour de l’étoile CoRoT-7. Une partie de cette moisson de planètes est décrite dans la publication de M. Deleuil et al., (2010) : CoRoT mission highlights.
En plus de ces planètes, 3 naines brunes ont été découvertes autour de 3 étoiles, comme celle découverte autour de CoRoT-34 par D. Sebastian et al., (2022) : Sub-stellar companions of intermediate-mass stars with CoRoT: CoRoT–34b, CoRoT–35b, and CoRoT–36b.
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