LESIA - Observatoire de Paris

  • Mardi 7 juin 2011 à 11h00 (Salle de conférence du bât. 17)

    Test sur le ciel avec un prototype d’hypertélescope nommé Carlina

    Hervé Le Coroller (Observatoire de Haute-Provence)

    Mise en cohérence des mirroirs primaires à l’aide d’un laser supercontinuum

    Dans le cadre des études sur les technologies qui pourraient succéder au VLTI nous construisons à l’Observatoire de Haute‐Provence un démonstrateur d’un nouveau type d’interféromètre. Carlina ressemble à un télescope « classique » dilué et pourrait aussi être un successeur aux ELTs. Il est configuré comme le radio télescope d’Arecibo avec un miroir primaire sphérique mais dilué (constitué de petits miroirs espacés) et fonctionnant dans le visible. Au dessus de ce réseau de miroir, une nacelle focale suspendue sous un ballon d’hélium ou sous des câbles tendus entre deux montagnes récupère l’image à haute résolution angulaire des étoiles. L’absence de ligne à retards, la simplicité du train optique et la métrologie interne de mise en cohérence des miroirs primaires de Carlina devraient conférer à cet interféromètre une grande sensibilité (mv>15 pour un carlina fonctionnant avec 100 miroirs de 25 cm) et une très forte capacité d’imagerie (couverture UV riche). Nous testons actuellement l’ensemble du train optique de ce télescope dilué. Dans cet exposé, nous décrirons en détail l’asservissement et la métrologie pour rendre co‐ sphériques (mise en cohérence) avec une précision de l’ordre du micron, les miroirs primaires. Nous concluons que Carlina, comme le LBT appartient à une nouvelle famille d’instruments, les télescopes dilués. Un télescope dilué d’une centaine de mètres de base, ouvrira de nouveaux champs de recherche en imageant les régions centrales des AGNs, les microlentilles gravitationnelles, des Jupiters chauds, etc. De par ces caractéristiques techniques, un tel instrument sera complémentaire des ELTs et des interféromètres kilométriques.


  • Tuesday 10 May 2011 à 11h00 (Salle de conférence du bât. 17)

    Causes and Consequences of nanodust in the interplanetary medium

    Ingrid Mann (Belgian Institute for Space Aeronomy BIRA/IASB, Brussels, Belgium; currently at LESIA )

    Fluxes of nanometric dust have been recently discovered near Earth’s orbit with electric field measurements onboard the STEREO space mission. The new measurements can be explained with nanodust that is accelerated in the solar wind after being formed during collisions of larger dust particles in the inner solar system. The momentum flux of the nanodust is small compared to that carried by the solar wind and the total cross-sectional area in a given volume in space of the nanodust population is smaller than that of the larger constituents of the interplanetary dust cloud. Hence the contribution of nanodust to the currently known dust interactions with the solar wind is small. The total mass flux observed in the nanodust is a small fraction of the mass that is destroyed by mutual collisions inside 1 AU, but the values are possibly beyond the fluxes that we calculate with dust collision and fragmentation models. The models have large uncertainties and it is quite possible that the nanodust does not form by direct fragmentation of the larger dust, but from a molten or processed phase of the dust material. Measuring the mass distribution of the nanodust in the interplanetary medium will give new insights in the fragmentation process and would allow re-considering the fragmentation models that are also applied in studies of dust evolution in the interstellar medium.


  • Tuesday 26 April 2011 à 11h00 (Salle de conférence du bât. 17)

    In situ observations of magnetic reconnection in near-Earth space

    Alessandro Retinò (LPP, École Polytechnique, Palaiseau)

    Magnetic reconnection is a universal process occurring at current sheets in astrophysical plasmas, where small-scale changes in the topology of the magnetic field lead to large-scale transport of plasma, acceleration of plasma jets, plasma heating and non-thermal particle acceleration. Reconnection is observed in the solar corona, in the solar wind, in planetary magnetospheres and is considered to play an important role in many other distant objects. Despite of many remote and in situ observations of reconnection, however, a number of key issues are still open; among them the microphysics, the mechanisms of non-thermal particle acceleration and the relationship with turbulence. Solving these issues from an experimental point of view requires in-situ observations of particle distributions functions and electromagnetic fields in reconnection regions, that are only available in the solar system through spacecraft measurements. Here we present some examples of in-situ observations, focusing on the near-Earth space.


  • Wednesday 6 April 2011 à 11h00 (Salle de conférence du bât. 17)

    Progress on Chinese Spectral Radioheliograph

    Yihua Yan (National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing)

    Imaging spectroscopy over cm-dm wave range is important for addressing fundamental processes in the solar eruptive phenomena. The Chinese Spectral Radioheliograph (CSRH) in 0.4-15 GHz range with high time, space and frequency resolutions is being constructed, which will open new observational windows on solar flares and CMEs. The CSRH array is located in a radio quiet region in Inner Mongolia of China. The array of CSRH in 0.4-2.0 GHz with 40 4.5m antennas has been mounted by the end of 2010. The array of CSRH in 2-15 GHz with 60 2m antennas will be established by 2013. The progress about the CSRH project is introduced. Some related programs on Chinese solar-terrestrial physics may also be introduced.


  • Thursday 31 March 2011 à 11h00 (Salle de conférence du ** bât. 16 **)

    Wave modes and polarizations in planetary magnetospheres: Can propagation account for observed properties?

    Robert Mutel (University of Iowa)

    Radio emission from planetary magnetospheres manifests a rich variety of temporal, spectral, and polarization structure. In principle, analysis of these wave characteristics can be used to infer physical properties of the plasma, both at the site of generation and along the ray path to the observer. For radiation generated near the electron cyclotron frequency, the cyclotron maser instability (CMI), driven by parallel electron beams in converging magnetic fields, is well-accepted as the dominant generation mechanism. However, there are significant unresolved questions concerning the generation and propagation of individual wave modes and their polarization. In particular, both linear and nonlinear mode coupling and conversion at density boundaries has been invoked to explain the observed modes and polarizations. Recent spacecraft observations of terrestrial AKR (Cluster) and Saturnian SKR (Cassini) within their respective auroral acceleration regions have allowed new insights that may simplify this picture. Based on these observations, a simpler paradigm is emerging, in which L, Z, and X modes are generated at the CMI source region, and that observed intensity and polarization characteristics depend almost entirely on propagation effects between the source region and the spacecraft. We illustrate this scheme with ray-tracing results applied to several sample observations taken from Cluster (WBD) and Cassini (RPWS).


  • Mardi 29 mars 2011 à 11h00 (Salle de conférence du bât. 17)

    Emissions X et phénomènes d’échanges de charge dans le système solaire et au-delà

    Dimitra Koutroumpa (Goddard Space Flight Center, Greenbelt)

    L’échange de charge est un processus physique de base qui implique le transfert d’électrons liés entre des particules en collision. C’est un phénomène qui joue un rôle fondamental à l’interface héliosphérique entre le vent solaire et le milieu interstellaire. Les échanges de charge sont également responsables pour l’émission des rayons X mous des comètes. Cette émission a été expliquée comme la désexcitation radiative des états excités d’ions lourds du vent solaire qui sont peuplés lors des collisions avec des neutres cométaires. Ailleurs dans le système solaire, les exosphères des planètes comme la Terre et Mars, ainsi que les neutres interstellaires qui se propagent dans l’héliosphère constituent des cibles neutres pour ce phénomène. Les émissions X post-échanges de charge du vent solaire peuvent être à la fois un signal d’intérêt dans les études du système solaire, ou un bruit d’avant plan pour les études des plasmas chauds de la galaxie et au-delà. Les émissions X par échanges de charge dans la géocouronne et l’héliosphère entourent les observatoires en orbite terrestre et rajoutent un fond variable à toute observation X dans le domaine d’énergies inférieures à 1.5 keV. Je vais présenter un résumé de nos connaissances actuelles sur ces phénomènes, en insistant sur les émissions X des planètes et de l’héliosphère et la contribution de celle-là au fond diffus X interstellaire. Enfin, je vais brièvement discuter le rôle de ce mécanisme d’émission dans d’autres cas astrophysiques au-delà du système solaire.


  • Mardi 22 mars 2011 à 11h00 (Salle de conférence du bât. 17)

    The impact of slow solutions in the winds of massive stars

    Michel Curé (Université de Valparaiso, Chili)

    The standard theory that describe the wind of massive stars is the radiation driven wind model from Castor et al. (CAK 1975). When the influence of the stellar rotation is included, besides the standard solution of the CAK wind there also exists a new wind solution that we called the slow-omega solution (Curé 2004). We have already successfully described the two component wind of B[e] supergiants (Curé et al. 2005). Furthermore we apply this two component model for a classical Be stars with an oblate structure to describe the winds of these objects, explaining the observed contrast in density between equatorial and polar densities.
    Another slow solution exists when de line force parameter delta is larger than 0.25, we call this the slow-delta solution, which has a slower terminal velocity and lower mass loss rate than the fast solution.
    We have successfully applied this new slow-delta solution to explain the winds of A-Supergiants and we believe this solution can solve the weak wind problem. Finally we discuss the impact of this new slow-delta solution in the WML relationship.


  • Tuesday 15 February 2011 à 11h00 (Salle de conférence du bât. 17)

    Helioseismic requirements for a better representation of overshoot at the base of the convective envelope in the Sun and solar-type stars

    Mario Monteiro (Director Centro de Astrofisica, Universidade do Porto, Portugal)

    The stratification near the base of the Sun’s convective envelope is governed by processes of convective overshooting and element diffusion, and the region is widely believed to play a key role in the solar dynamo. The stratification in that region gives rise to a characteristic signal in the frequencies of solar p modes, which has been used to determine the depth of the solar convection zone and to investigate the extent of convective overshoot.
    Previous helioseismic investigations have shown that the Sun’s spherically symmetric stratification in this region is smoother than that in a standard solar model without overshooting, and have ruled out simple models incorporating overshooting, which extend the region of adiabatic stratification and have a more-or-less abrupt transition to subadiabatic stratification at the edge of the overshoot region.
    In this talk we discuss the constraints from Helioseismology, reported in http://xxx.lanl.gov/abs/1102.0235, through a detailed comparison with the Sun of physically motivated models which have a smooth transition in stratification bridging the region from the lower convection zone to the radiative interior beneath. We find that such a model is in better agreement with the helioseismic data than a standard solar model.
    The seismic method developed to produce this analysis is discussed as well as the implications that such a result may have for the interpretation of seismic data of other solar-type stars.


  • Mardi 8 février 2011 à 11h00 (Salle de conférence du bât. 17)

    Voyage dans la région source des émissions radio aurorales de Saturne

    Laurent Lamy (LESIA)

    Durant les 4 dernières décennies, des observations à distance ont permis d’identifier des émissions radio intenses non-thermiques originaires des régions aurorales des planètes magnétisées du système solaire (la Terre et les planètes géantes). Cependant, seule la région source de l’émission radio aurorale terrestre (AKR pour Auroral Kilometric Radiation) a pu être étudiée in situ grâce à de nombreuses observations spatiales (ISIS 1, Viking, Fast, Freja). Ces mesures ont permis de caractériser en détail les conditions et le mécanisme d’émission de ce rayonnement radio, généré au dessus de l’atmosphère par résonance cyclotron avec des e- auroraux accélérés ( keV) circulant le long de lignes de champ magnétiques de haute latitude. Fin 2008, la mission Cassini traversait pour la première fois la région aurorale où le rayonnement kilométrique équivalent de Saturne (SKR pour Saturn Kilometric Radiation, découvert par Voyager en 1980) prend naissance. En tirant partie des observations in situ simultanées fournies par divers instruments à bord (radio, magnétomètre, particules), j’ai pu caractériser le plasma auroral et les propriétés de l’onde dans la région source, permettant de tester son mécanisme d’émission (supposé similaire à celui de l’AKR) et contraindre sa source d’énergie libre. Par ailleurs, les antennes radio détectant à la fois des émissions locales et distantes, j’ai pu décrire et quantifier l’évolution des propriétés de l’onde au cours de leur propagation dans un plasma magnétisé (polarisation, diagramme d’émission apparent).


  • Thursday 3 February 2011 à 11h00 (Salle de conférence du bât. 17)

    Statistical Properties of the Magnetic Field in Plage and Quiet Sun

    Alan Title (LMSAL, Palo Alto, CA, USA)

    As the magnetic features on the solar are seen at higher and higher spatial and temporal resolution it becomes increasingly more difficult to recognize the polarity pairs in the flux emergence processes. Modern feature recognition processes identify more fragments than bipoles and even when “groups” are identified a significant fraction of the flux is neglected in the the analysis. Here I discuss a method that generates distributions on a pixel by pixel basis. It is discovered that the distributions have power laws indices of -2.2 to -3.5 in QS and -1 to -1.3 in plage. The measurements of the total and mean flux show there is have nearly perfect polarity balance in the inner network regions independent of radial position on the solar disk and independent of the flux imbalance of the surrounding network fields. If time allows some new results from the AIA mission will be described


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