Conférence Andromède sur le LAS

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Histoire de l’observatoire de Marseille

L’Observatoire de Marseille a été créé en 1702 par les jésuites dans leur collège de Sainte-Croix, rue Montée-des-Accoules.
Il a été repris par l’État lors de la suppression de la Compagnie de Jésus en 1763

Observatoire de la Montée des Accoules

Au début des années 1860 l’Observatoire est transféré sur le plateau Longchamp pour accueillir de nouveaux instruments, notamment le grand télescope de Foucault..

Observatoire du plateau Longchamp

Vers le milieu du XXème siècle les astronomes marseillais commencent à se déplacer pour leurs observations vers de nouveaux télescopes modernes dans des sites loin des villes, d’abord à l’Observatoire de Haute-Provence (OHP) à Saint-Michel-l’Observatoire, puis sur des sites en altitude au Chili, à Hawaï et ailleurs

Télescope de 193 cm de diamètre à l’OHP

Dès le début du XIXè siècle, Pons avait découvert plus de trente comètes grâce à un télescope léger, en bois, constitué de deux lentilles simples très transparentes.
Le but de l’astronome est de comprendre l’univers et l’on n’échappe pas aux problèmes majeurs de la détermination, des distances, du nombre quasi illimité des objets à observer et de la faiblesse des signaux lumineux qui nous parviennent.
Le rayonnement que nous cherchons à détecter est dans les cas les plus favorables, inversement proportionnel au carré de la distance de l’astre que nous observons.
Quand nous voulons observer dix fois plus loin, il faut que nous puissions imaginer une méthode d’observation cent fois plus sensible… La pupille de notre œil, la nuit, mesure six millimètres de diamètre ; si nous utilisons une petite lunette ou des jumelles de 60 mm de diamètre, nous pourrons observer des astres cent fois plus faibles que ceux que nous observions à l’œil nu (diamètres dix fois plus grand, donc surface collective cent fois plus grande !).
Sans plus de raisonnement, on comprend pourquoi les astronomes sont amenés à construire des télescopes de diamètres de plus en plus grands.
L’expérience acquise à l’Observatoire de Marseille dans la conception d’instruments d’optique nouveaux était immédiatement adaptable aux engins spatiaux ; fusées, ballons, stations habitées, satellites.

En décembre 1965 est créé le Laboratoire d’Astronomie Spatiale (LAS) qui s’installe dans le quartier des Trois Lucs.
Le LAS est un laboratoire du CNRS avec le soutien du CNES pour la partie lanceurs.
Georges Courtes en sera le directeur de 1965 à 1984. Il deviendra membre de l’académie des sciences. Il a détaillé l’histoire de ce laboratoire, celle de la mise au point des instruments et des mesures réalisées dans le document ci-dessous.


Les équipes se lancent dans la conception d’instruments permettant de très courts temps d’observation extra – atmosphérique.
Ces instruments ont progressivement laissé la place à des instruments de plus en plus complexes, conçus et réalisés dans le cadre de collaborations internationales, embarqués sur des satellites ou des sondes interplanétaires.
Le LAS est devenu le Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM).
Le LAM est Installé sur le technopole de Château Gombert depuis 2008.
C’est l’un des quelques laboratoires français qualifiés de « spatial ». Ses équipes sont impliquées dans de nombreux projets instrumentaux portés par les agences spatiales nationale( CNES), européenne (ESA) et à l’internationale (NASA,…).

Histoire des bases de lancement au Sahara Algérien

Par Philippe Varnoteaux
Docteur en histoire, spécialiste des débuts de l’exploration spatiale en France

De 1948 à 1967, la France a disposé dans le Sahara algérien d’un ensemble de champs de tirs exceptionnels, qui ont permis l’expérimentation de nombreux missiles et d’effectuer les premiers lancements spatiaux.
Dès 1946, l’armée de Terre identifie un endroit idéal : la région de Colomb-Béchar, dans le Sahara algérien.
De 1949 à 1961, le Centre Interarmées d’Essais d’Engins Spéciaux (CIEES) dispose de trois champs de tir.
Au début des années 50, de nouveaux engins plus puissants font leur apparition : des missiles à longue portée et des fusées-sondes (Véronique, Monica) pour explorer la haute atmosphère. Un quatrième champ de tir est aménagé à 120 km au sud-ouest de Colomb Béchar, au nord de la Hamada, un vaste plateau dénudé où coule un oued du nom de Guir, dénommé B2 ou Hammaguir (contraction de Hamada et de Guir).

Progressivement, le rythme des essais augmente pour franchir les 1100 tirs en 1959-60. A l’été 1961, le gouvernement accepte et décide dans le même temps de constituer une agence spatiale, le Centre National d’Etudes Spatiales (CNES), appelée à utiliser les fusées-sondes et le futur Diamant. Afin de répondre aux nombreuses demandes des différents acteurs militaires et scientifiques (CNET, CNES, ONERA…), les champs de tir d’Hammaguir sont entre 1961 et 1964 restructurés en quatre sites de lancement spécialisés :
BLANDINE pour les fusées-sondes à propulsion à liquides (Véronique, Vesta), BACCHUS pour les fusées à propulsion solide
BEATRICE pour des engins construits dans le cadre de coopérations
BRIGITTE qui est le site le plus important, doté d’importantes infrastructures permettant de lancer les puissants missiles balistiques ainsi que le lanceur Diamant. Ce dernier place avec succès sur orbite le 26 novembre 1965 le premier satellite français Astérix ; la France devenait la troisième puissance spatiale.

Quitter ou rester à Hammaguir
Suite aux accords d’Evian du 18 mars 1962, qui ouvre la voie à l’indépendance de l’Algérie, il devenait évident qu’il fallait quitter les champs de tir sahariens. Bien que les autorités algériennes aient proposé à la France de rester (à travers un bail), les responsables politiques français ont préféré partir le 1er juillet 1967, pour éviter de subir un jour un éventuel chantage… Désormais, les essais militaires se poursuivent au Centre d’Essais des Landes (CEL), tandis que les lancements civils spatiaux sont effectués depuis le Centre Spatial Guyanais (CSG), à partir d’avril 1968.

Hammaguir: Premier Cosmodrome français

Fusée Veronique
Fusée Diamant

Les débuts de l’Astronomie Spatiale à Marseille
(le LAS)

La conférence est présentée dans la partie historique des débuts du LAS par Maurice Vitton qui était l’un des pionniers adjoint de Georges Courtes, puis pour les aspects plus récents par José Donas chercheur au LAM et l’un des responsables de l’association Andromède

José Donas et Maurice Vitton

Les débuts de l’astronomie spatiale se sont déroulés en deux grandes étapes :

Période 66 – 75 utilisation des Fusées Sondes lancées de la base d’Hammaguir en Algérie puis de Kourou en Guyane. Les lanceurs sont développés par l’ONERA

Période 68 – 93 Utilisation des Ballons Sondes lancés de Aire-sur-Adour (Landes) puis de l’aérodrome de Gap Talence. Les Ballons sont développés par l’Observatoire de Genève.

Des Fusées

Les tentatives de mesures à partir des lancements de fusées ont pour la plupart échouées. Seules quelques images ont pu être exploitées. Les causes d’échec sont multiples mais on peut retenir 3 causes principales :

  • Mauvais contrôle de la trajectoire balistique de la fusée et à son orientation lors de la tentative de prise de vue (Centrale à Inertie défaillante)
  • Problèmes mécanique lors de l’ouverture de la coiffe pour que la caméra puisse réaliser les photos
  • Problèmes de récupération de la coiffe et du matériel de mesure (caméra) en raison de la mauvaise voire non ouverture du parachute.

Pour ces raisons les lancements de fusées ont été abandonnés.
D’autre part, comme nous l’avons vu plus haut, la base d’Hammaguir était la propriété de l’Algérie depuis l’indépendance en 1962 elle était prêtée suite aux accords d’Evian à la France jusqu’en 1967.

La liste des campagnes ci-dessous retrace les lancements de la fusée Veronique
(Vernon Electronique) où le LAS est responsable de la partie technique des mesures.  

Campagne Veronique d’octobre 1966
Veronique 61M-V77 – 1er octobre 1966 – Hammaguir – succès
opérateur : Cnes
expérimentateur : Cnes / Laboratoire d’Astronomie Spatiale (LAS) et Service Aéronomie Cnrs
expérience : essai de dispositif de contrôle d’attitude – mesure du rayonnement Lyman alpha – photométrie de la lumière zodiacale.
alt : 166 km
bons résultats pour la partie technologique – pas de résultat scientifique.
Campagne Veronique de novembre-décembre 1966
Veronique 61M-V82 – 24 novembre 1966 – Hammaguir – partiel
opérateur : Cnes
expérimentateur : CNRS / LAS / SILAT
expérience : technologique (système de récupération de la pointe) et scientifique
alt : 230km
Campagne Veronique 26 décembre 1966 – 20 janvier 1967
Veronique 61M-V84 – 11 janvier 1967 – Hammaguir – partiel
opérateur : Cnes
expérimentateur : Laboratoire d’Astronomie Spatiale (LAS) / Service d’Electronique Physique du CEA
expérience : étude des rayonnements électromagnétiques de hautes énergies (rayons X et gamma) et photographie en ultraviolet.
alt : 158km
Campagne Veronique mars-avril 1967
Veronique 61M-V88 – 4 avril 1967 – Hammaguir – succès
opérateur : Cnes
expérimentateur : Service Aéronomie Cnrs / Laboratoire d’Electronique Physique du CEA / Laboratoire d’Astronomie Spatiale
expérience : étude du ciel nocturne dans l’ultraviolet – mesure du spectre d’énergie du rayonnement X – mesure du rayonnement Lyman alpha diffusé.
alt : 196km
Campagne Veronique de décembre 1968
Veronique 61M-V83 – 18 décembre 1968 – Kourou (Guyane française) – partiel
opérateur : Cnes
expérimentateur :Laboratoire d’Astronomie Spatiale (LAS)
expérience : spectrométrie de la Nébuleuse d’Andromède
alt :162 km
récupération en mer – pointe non récupérée
Veronique 61M-V90 – 23 décembre 1968 – Kourou (Guyane française) – partiel
opérateur : Cnes
expérimentateur : Laboratoire d’Astronomie Spatiale (LAS) / Service d’Electronique Physique du CEA
expérience : astronomie X avec photographie de la région d’Orion – spectre X de la Nébuleuse du crabe et du fond du ciel.
alt : 188km
récupération en mer – pointe non récupérée

Des ballons sondes

Les lancements de ballons sondes permettaient d’atteindre une altitude suffisante (30 à 40 km) à laquelle le rayonnement UV n’est que peu absorbé par l’atmosphère et la récupération du matériel se passait dans de bonnes conditions.
Un grand nombre d’images exploitables est issu de ces campagnes

Le centre de lancement de ballons stratosphériques situé entre l’usine Potez et l’aérodrome a démarré son activité en 1963.
Il a assuré le lancement de plus de 2 000 ballons. D’abord rattaché au Centre national de la recherche scientifique (CNRS), puis au Centre national d’études spatiales (Cnes)

Lancement de ballons à Aire sur Adour.

Des Satellites

Avec les satellites et les instruments au sol disponibles de nos jours, on couvre le spectre électromagnétique depuis les très hautes fréquences (grandes énergies) jusqu’aux basses fréquences, soit : Du rayonnement Gamma, X, Ultraviolet, visible, infrarouge (IR), aux ondes radio.

Nota : On peut disposer des données mesurées par les missions spatiales au Centre de Données Astronomiques de Strasbourg le CDS

Les contraintes de mesures

Absorption de l’Atmosphère

Les rayons UV,  X et Gamma sont bloqués par la haute atmosphère.
Pour la vie sur Terre c’est une condition nécessaire,
Pour l’astronomie optique, l’atmosphère est un filtre gênant et un mur opaque en UV et IR

Flux d’énergie Soleil et Terre

Répartition du flux d’énergie par unité de surface en fonction de la longueur d’onde en assimilant le Soleil et la Terre à des corps noirs respectivement à 6000 K et à 300 K.
En abscisse, les longueurs d’onde sont en échelle logarithmique.
Attention : Les deux courbes sont tracées avec des échelles d’ordonnées différentes (on ne peut pas les comparer directement, ni les faire se recouper).
En réalité, la limite des deux spectres se situe vers 4,8
µm
Le flux de l’énergie solaire se trouve dans le domaine des longueurs d’ondes compris entre 0,15 et 4,0 µm
Le flux d’énergie émis par la surface terrestre est compris entre 3 et 100 µm.
Ces flux correspondent à ce que l’on appelle le rayonnement optique.
Flux d’énergie Émis par le Soleil (en bleu) : Le rayonnement solaire réfléchi par les nuages, le sol, les océans,
Flux d’énergie Émis par le système Terre- atmosphère (en rouge) : le rayonnement émis par la Terre et son atmosphère nuages, sol, océans, …

Observation en Ultraviolet

La bande de fréquence Ultraviolet (UV) est inaccessible depuis la surface du globe car elle est absorbée par l’atmosphère.
A cette époque, en 1965, on n’avait pas de photographies du cosmos en UV. 
L’objectif des missions d’observations spatiales est de photographier les étoiles et les galaxies dans cette bande de fréquence.
Dans les galaxies spirales la luminosité en UV est une mesure de l’activité de création des étoiles récentes. Ces étoiles « jeunes » sont plus nombreuses dans les bras des galaxies. Le bulbe situé au centre contient des étoiles massives et « anciennes ».
Dans les étoiles, le cœur et le plasma sont en équilibre entre les forces de gravité qui tendent à concentrer toute la matière au centre et les forces nucléaires qui tendent à repousser la matière en faisant gonfler les étoiles.
Les galaxies avec une forte activité de formation d’étoiles sont très lumineuses en UV. Elles ont un spectre très bleu.
La signature en UV des galaxies à Z = 0 (pas de décalage du spectre vers le rouge) donc les galaxies proches est directement comparable aux observations actuelles de galaxies lointaines à grand Z
Par ailleurs le fond de ciel est faible en UV ce qui permet de visualiser des objets à faible brillance

Observation en Infrarouge

Les mesures en Infra-rouge (IR) nécessitent deux choses :
De grands télescopes car la résolution dépend de la longueur d’onde. La longueur d’onde en IR est supérieure à celle de l’UV et du visible
Des capteurs capables d’enregistrer les images de la lumière IR.
Ces capteurs étaient issus de la technologie militaire des capteurs de missiles

La « magnitude » des étoiles

Tous les astres ne brillent pas de la même façon.
La luminosité varie selon une loi en carré inverse : si nous doublons la distance qui nous sépare d’une source lumineuse, nous recevrons quatre fois moins de lumière.
L’échelle logarithmique inverse des magnitudes s’étend de -26,7 pour le Soleil à 30 pour les astres les plus faibles que l’on puisse détecter avec les plus grands télescopes disponibles. Véga est de magnitude 0 l’étoile polaire 2 et la galaxie Andromède 3,4.
L’équation permettant de calculer la magnitude est m= -2,5 log10 (E) + C
(E est l’éclairement et C une constante)

Quelques exemples des travaux du LAS puis du LAM

L’observation du ciel en UV est une spécialité du LAS depuis sa création poursuivie par le LAM sur plus de 6 décennies

Un exemple avec l’observation de la galaxie Andromède à partir de télescopes UV embarqués sur les ballons SCAP2000 et FOCA puis sur le satellite GALEX

Observations UV Galaxie M31 Andromède

Le télescope SCAP2000 lancé par ballon de Gap-Tallard puis le télescope FOCA 1000 de diamètre 40cm embarqués à bord d’un ballon stratosphérique a pu réaliser 6 clichés à une longueur d’onde de 210nm
Le télescope spatial GALEX de diamètre 50cm embarqué sur satellite a réalisé des images dans les bandes 160 nm (Far UV) et 240 nm (Near UV)
Ces mesures peuvent être comparées permettant de mesurer les gains en résolution et en magnitude.
Le gain est de x20 en résolution angulaire et de x10 en magnitude pour la profondeur de détection.

Hipparcos High Precision PARallax COllecting Satellite (1989 – 1993)

Mission ESA lancé le 8 aout 1989 par Ariane IV. Opérationnel jusqu’en aout 1993
Mission : Mesure des positions, des parallaxes trigonométriques (donc les distances) et des mouvements propres (mouvements tangents à la sphère céleste) de 118 000 étoiles de tous types et d’une cinquantaine d’objets du système solaire
La mission GAÏA succède à cette mission et obtenu la cartographie 1,7 milliards d’étoiles de notre galaxie soit environ 1%
Le LAS réalise un micro photomètre coordonnées des étoiles, spectres, etc…

HST Hubble Space Telescope 1990 – toujours en service

Mission NASA avec participation ESA lance le 24 avril 1990 par la navette spatiale, toujours opérationnel. Miroir principal de 2,4m domaine spectral 115nm à 2500nmLe LAS est responsable de deux instruments.
Le FOC (Faint Object Camera) fourni par l’ESA. Caméra à haute résolution pour l’étude des objets lointains et peu lumineux.
Étude de l’optique correctrice du projet COSTAR

SoHO LASCO 1995 – prolongé jusqu’en 2020

Observatoire solaire spatial de l’ESA lancé en 1995 par une fusée Atlas de Cap Canaveral, placé au point Lagrange 1 en 1998. La mission initialement prévue pour 2 ans est prolongée jusqu’en 2020
Etude de la structure interne du Soleil produisant le vent solaire
Le LAS participe à 2 instruments
LASCO pour traitement des données et élaboration d’une Base de Données
E.I.T. télescope UV élaboration de filtres tournants

GALEX Galaxy Evolution Explorer (2003 – 2013)

Mission NASA Lancé en 2003 par une fusée Pegasus durée initiale 29 mois prolongée jusqu’en 2013
Le satellite d’observation dans l’ultraviolet avait pour mission d’étudier l’évolution des galaxies ainsi que la formation stellaire sur les dix derniers milliards d’années.
Le satellite a observé des centaines de millions de galaxies.
On a pu obtenir une courbe de « taux de formation » des étoiles 2 milliards d’années après le Big Bang et noter qu’il se formait plus d’étoiles au début de l’Univers que maintenant.

GALEX est célèbre pour avoir observé la queue de l’étoile MIRA qui se déplace à grande vitesse et qui est en fin de vie, elle expulse de la matière que l’on peut observer dans la queue gigantesque de 13 milliards d’années-lumière
En amont de l’étoile on observe une onde de compression des gaz interstellaires (comme le franchissement du mur du son dans l’atmosphère).

GALEX Image UV de l’étoile MIRA (géante rouge variable) de 1,2 Masse Solaire qui se déplace à 130 km/s.

Étoile MIRA

Autre observation exceptionnelle réalisée avec GALEX et le télescope PAN-STARRS1 à Hawaï. On a visualisé une augmentation de luminosité d’un facteur 350 en UV lors de la chute d’une étoile dans le trou noir super massif d’une galaxie elliptique de la constellation du Bouvier située à 4 milliards d’années-lumière

Chute d’une étoile dans un trou noir

HERSCHEL 2009 – 2013

Télescope spatial Infrarouge de l’ESA lancé par Ariane5 en 2009 au point de Lagrange L2 opérationnel jusqu’en 2013. Miroir de 3,5m
Le LAM participe à la conception de l’instrument SPIRE composé d’un imageur et d’un spectromètre. Domaine spectral 200 à 670 nm

JWST James Webb Space Telescope 2021

Télescope de la NASA avec participation de l’ESA. Lancement prévu en 2021 au point Lagrange L2
Recherche de la lumière des premières étoiles et galaxies apparues après le Big Bang. Etude des systèmes planétaires et de l’apparition de la vie.
Le LAM est impliqué dans la conception et réalisation de l’instrument MIRIN pour l’imagerie, la spectrographie et la coronographie

EUCLID 2022

Télescope spatial européen de l’ESA. Lancement prévu en 2022 au point Lagrange L2 par une fusée Soyouz depuis Kourou. Percer le mystère de la matière noire et de l’énergie noire en observant l’Univers dans le visible et l’Infrarouge. Remonter le temps jusqu’à 10 milliards d’années.
Le télescope est équipé de 2 instruments : L’imageur VIS pour le visible et  spectro imageur NISP pour l’infrarouge proche (Near Infrared Spectrometer Photometer)
Le LAM à la responsabilité du NISP conception assemblage et Tests

Vision Globale des travaux du LAS – LAM dans le spatial

Cette planche de synthèse présente les différentes interventions du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille dans le domaine spatial
On retrouve depuis la décennie 1960-1970 les travaux dans le spectre UV
Puis à partir de la décennie 1980 – 1990 les travaux dans le visible, en IR proche puis lointain ainsi que les projets futurs