LESIA - Observatoire de Paris

Un trou dans le Soleil ?

2013-06-16T20:31:01Z

Un trou coronal hante l'Europe – à juger par certaines publications, le Soleil aurait un trou et, le comble, ce trou perturberait nos communications téléphoniques. A l'origine de tout cela : une belle image de la couronne solaire, observée par le satellite Solar Dynamics Observatory le 31 mai dernier. Quelques communiqués de presse plus tard, cette beauté semble cacher une menace. Un étonnant emballement quand on regarde les faits…

Qu'est-ce qu'un « trou coronal » ?

La couronne solaire est un gaz dilué qui entoure le corps du Soleil, la photosphère. A l'œil, la couronne n'est visible que lors d'une éclipse solaire. Mais elle a une émission propre, en rayons X et UV – ce qu'observent les satellites Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA ou Solar and Heliospheric Observatory (SoHO) de l'ESA – et en ondes radioélectriques. La couronne est un gaz très chaud. Les clichés d'éclipses montrent qu'elle n'est pas ronde, comme la photosphère. Sa forme irrégulière vient du champ magnétique, qui affecte le mouvement des particules électriquement chargées, électrons, protons, noyaux atomiques, comme le champ magnétique d'un aimant le fait avec la limaille de fer dans l'expérience des cours de physique à l'école. Pour plus d'information sur le champ magnétique du Soleil : voir "Formation et structuration des champs magnétiques solaires".


Trou coronal observé au Radiohéliographe de Nançay: Crédit : Observatoire de Paris / LESIA

A la station de radioastronomie de Nançay (Cher), un ensemble d'instruments de pointe surveille le Soleil. Le Radiohéliographe de Nançay a observé le trou coronal pendant plusieurs jours, fin mai et début juin. Sur ces images, le cercle blanc indique la circonférence du Soleil visible (la photosphère). Les régions représentées en tons clairs sont des parties de la couronne avec plus de gaz que la moyenne, les régions en tons sombres ont moins de gaz. Le gaz est retenu au Soleil par des champs magnétiques dans les régions claires. Du trou coronal, dont la position est indiquée par la flèche, le gaz peut s'échapper puisque le champ magnétique solaire est connecté à l'espace interplanétaire. Le gaz s'échappe à haute vitesse, sous forme de vent solaire rapide. La conséquence : un déficit de matière dans la couronne qui se manifeste par un déficit d'émission X, UV et radio. On voit que le trou coronal se déplace avec la rotation du Soleil.

Effets sur la Terre ?

Le vent solaire rapide peut frapper la Terre et perturber son champ magnétique – un phénomène bien connu depuis longtemps sous le nom orage géomagnétique. Les orages géomagnétiques entraînent le chauffage et l'ionisation de la haute atmosphère de la Terre. Cela a des effets bien connus par exemple sur la propagation d'ondes hertziennes. Ces effets intéressent tous ceux qui utilisent des communications par ondes hertziennes, comme les compagnies aériennes, les armées, les radio amateurs. Comme à chaque passage d'un trou coronal, celui de mai/juin 2013 a apporté son lot de perturbations. Gênant, certes, mais prévisibles et loin d'être catastrophiques. Les trous coronaux sont souvent stables pendant plusieurs rotations du soleil sur lui même : un trou comme celui-ci devrait donc se retrouver de nouveau face à la Terre vers le 28 juin, le 28 juillet etc., provoquant des orages géomagnétiques récurrents et bien prévisibles.

Les plus grandes perturbations du champ magnétique et de l'atmosphère de la Terre ne viennent pas des trous coronaux, mais des éruptions. Des orages géomagnétiques majeurs ont été observés après de grandes éruptions solaires en juillet 2000 ou en octobre/novembre 2003. On peut alors observer des aurores à nos latitudes. Bien que le Soleil soit actuellement près du maximum de son activité, comme l'attestent les taches solaires, nous n‘avons pas, dans le passé récent, vu des perturbations comparables.

Puisque ces processus solaires ont un impact potentiel sur l'environnement spatial de la Terre, nous menons des recherches pour mieux comprendre les relations de cause à effet (voir "Perturbations héliosphériques et météorologie de l'espace". Nous collaborons pour cela aussi avec des organismes en dehors de la recherche, comme l'Armée de l'Air. L'effet de l'activité solaire sur l'environnement spatial est bien connu, mais nous les sentons d'autant plus que nous nous rendons dépendants de la technologie spatiale. Les technologies sont développées de façon à supporter les aléas de la « météorologie de l'espace ». Cela ne veut pas dire qu'un très gros événement solaire ne pourra pas causer des dégâts majeurs. On en est toutefois très loin avec les nuisances d'un trou coronal.

Contact LESIA

Karl-Ludwig Klein

Le prix SF2A de la collaboration scientifique franco-espagnole attribué à Emmanuel Lellouch et Pablo Santos-Sanz

2013-06-10T07:53:36Z

Le prix SF2A 2013 de la collaboration franco-espagnole a été attribué à Emmanuel Lellouch (LESIA) et Pablo Santos-Sanz (IAA).

La Société Française d'Astronomie et d'Astrophysique (SF2A) a attribué cette année le prix de la collaboration scientifique franco-espagnole à Emmanuel Lellouch (LESIA) et Pablo Santos-Sanz (Institut d'Astrophysique d'Andalousie), pour le projet intitulé "Caractérisation des objets trans-neptuniens par radiométrie thermique et occultations stellaires".

Ce prix, co-sponsorisé par la SF2A et la SEA (société espagnole d'astronomie), a été remis jeudi 6 Juin 2013, lors des journées SF2A de Montpellier.

Soutenance d'HDR de Karine Issautier le mardi 18 juin 2013

2013-06-07T15:16:23Z

La soutenance d'Habilitation à Diriger des Recherches aura lieu le mardi 18 juin 2013 à 14h30 dans la salle de conférence du Château de l'Observatoire (site de Meudon).

Titre de la soutenance : "Diagnostic radio du milieu interplanétaire : vent solaire et poussières".

Résumé :

Le transport de l'énergie dans les plasmas sans collision est un problème ouvert en astrophysique. Le vent solaire est un exemple que nous pouvons étudier, de par sa proximité, pour comprendre les vents stellaires.

Le fil conducteur de mon travail de recherche est lié à l'exploitation de l'instrumentation radio spatiale à bord de nombreuses sondes comme ULYSSE, WIND et STEREO, et aux développements de méthodes de mesure appliquées aux plasmas de l'héliosphère. Je présenterai donc les travaux que j'ai menés dans ce contexte, en particulier ceux liés à la structure à grande échelle du vent solaire au cours d'un cycle solaire. L'implication théorique de ces résultats observationnels m'a également conduite à m'intéresser aux modèles cinétiques de génération du vent.

Dans mon habilitation, je montrerai comment à partir d'un même instrument radio, il est possible de sonder à la fois le plasma et les poussières interplanétaires. Je présenterai donc des résultats observationnels récents concernant les nano poussières et leur dynamique.

Pour répondre aux questions fondamentales sur le chauffage de la couronne, l'origine du vent solaire et sur les poussières interplanétaires, il est nécessaire d'explorer l'héliosphère interne. Dans les prochaines années, cela devrait être possible avec BEPI COLOMBO, SOLAR ORBITER et SOLAR PROBE PLUS, qui s'articulent autour de ces questions. Je montrerai comment mes activités de recherche s'inscrivent dans ce contexte ainsi que les grandes orientations de ma recherche.

Symposium "The Nature of prominences and their role in Space Weather" du 10 au 14 Juin 2013

2013-06-07T14:31:08Z

Le symposium IAU 300 « The Nature of prominences and their role in Space Weather » se tiendra à Paris du 10 au 14 Juin 2013 à l'Ecole de Chimie.

Ce symposium est dédié à la mémoire de Einar Tandberg-Hanssen qui nous a quittés le 22 juillet 2011. C'était un grand physicien solaire qui a travaillé à la NASA en tant que Principal Investigator de l'instrument UV de la mission SMM et qui publia, entre autres, deux volumes sur les protubérances solaires.

Le symposium est une revue sur l'état de nos connaissances, tant théoriques qu'observationnelles, sur les protubérances solaires et leur rôle dans les relations Soleil Terre que l'on appelle communément, dans notre jargon scientifique « Space Weather ».

Les éruptions de protubérances sont responsables de nombreuses éjections de masse coronales, de nuages magnétiques et de particules accélérées dans notre environnement terrestre, qui peuvent provoquer de nombreuses perturbations, comme par exemple dans les circuits électriques en vol, ou produire de magnifiques aurores boréales.

Ce symposium est organisé par le LESIA. Nous comptons sur une large participation de scientifiques du monde entier, autour de 200 personnes.

Site web du Symposium


Affiche du symposium

Kick-off meeting de l'axe "Environnement spatial de la Terre " le 30 mai 2013 à Meudon

2013-05-22T12:50:30Z

Lors de la prospective de l'Observatoire, le Conseil Scientifique a soutenu la création d'un axe "Environnement spatial de la Terre". Météorologie de l'espace, débris et géocroiseurs sont les thèmes de recherche couvrant ainsi les sujets couverts par le Space Situational Awarness de l'ESA.

Lors de cette réunion de lancement, nous détaillerons les enjeux scientifiques, les bases de données et les services pouvant être développés.

Nous ferons également un point sur les simulations et les modélisations tant sur le plan de l'existant que sur le plan prospectif.

Enfin, nous désignerons le board et discuterons de ces premières actions.


Affiche du meeting: Conception et réalisation : Sylvain Cnudde - SIGAL 2013

SÉMINAIRE ANNULÉ : Effect of shear flow on dynamo action in a rotating layer

Filippo Pantellini — 2013-05-17T12:48:23Z

SÉMINAIRE ANNULÉ

Résultats scientifiques VIRTIS/Rosetta

Stéphane Erard — 2010-04-20T07:43:54Z

2867 Steins

L'astéroïde 2867 Steins était la première cible scientifique de Rosetta, survolé le 5 septembre 2008 à une distance de 800 km.

Steins est un petit astéroïde de la ceinture principale, situé en moyenne à 2,13 unités astronomiques du Soleil. C'est un astéroïde de type E, un type rare qui est un des plus mal connus. Ces objets sont supposés être originaires du manteau externe de gros astéroïdes évolués, brisés à la suite de collisions violentes dans les premiers temps du Système solaire.


Steins vu par Osiris: (Credits : ESA ©2008 MPS for OSIRIS Team)

La caméra OSIRIS a montré la forme générale de Steins, corps irrégulier avec des dimensions de 6,1 x 5,8 x 4,5 km, et a permis d'en reconstituer un modèle 3D.


Acquisition des données VIRTIS-M sur Steins: (crédits LESIA)

Une difficulté de pointage est apparue pendant le survol, la sonde ayant du mal à garder l'objet au centre du champ des instruments. Le manque de contrôle sur la direction de pointage se traduit par une oscillation de l'objet devant les instruments. Les cubes VIRTIS, acquis ligne par ligne, ont souffert de ce problème et ne couvrent qu'une partie de la surface de l'objet. La zone couverte a néanmoins pu être reconstituée précisément en couplant le modèle 3D avec la connaissance de la trajectoire.


Observations VIRTIS-M: Courbe de lumière, cartographie rapprochée et spectroscopie par la voie M (crédits : INAF/IASF).

Les spectres VIRTIS-M couvrent le domaine 0,4-1 µm (voie visible) et 1-5,2 µm (voie infrarouge). Dans la plus grande partie de ce domaine spectral, le signal mesuré est de la lumière solaire réfléchie par la surface de Steins. Au-delà de 4 µm, la composante émise thermiquement devient perceptible et permet de déterminer la température de surface en chaque point, avec une précision de l'ordre de 1 K. A plus courte longueur d'onde, le rapport du signal au spectre solaire est une indication de la composition minéralogique et de l'état physique de la surface. Dans ce cas on retrouve une signature typique d'astéroïde E (type rocheux riche en pyroxènes) avec notamment une petite absorption à 0.49 µm indiquant la présence de sulfides. La surface est entièrement homogène, ce qui est attendu pour un corps de cette taille.

Mars

Rosetta a survolé Mars en février 2007 par sa face jour. C'était la première source étendue et structurée observée depuis le lancement. Les données obtenues par VIRTIS à cette occasion ont d'abord servi à déterminer précisément le pointage de la voie H par rapport à la voie M, qui ne pouvait pas être mesuré en vol jusqu'alors.


Composite VIRTIS-M visible: (crédits : INAF/LESIA)

Cette image est extraite d'un cube de la voie visible de VIRTIS-M. C'est un simple composite RVB sans projection géographique. Le canal Rouge est le signal mesuré à 1 µm pour augmenter le contraste en surface. L'image est à basse résolution (similaire à celles de HST depuis la Terre), mais l'instrument acquiert en chaque point un spectre complet permettant l'étude de la composition de l'atmosphère et de la surface.


Altimétrie de Mars mesurée par VIRTIS: (crédits : LESIA)

Cette carte d'altimétrie est dérivée de la mesure des absorptions atmosphériques en infrarouge, comparées ici avec les courbes de niveau dérivées de la carte MOLA/MGS. La bande le long de l'Equateur est la projection des données de la voie H. Cette estimation de l'altimétrie est perturbée par la glace des régions polaires (au sud) et des nuages de haute altitude sur un fin croissant de nuit (à l'est du bassin Hellas). Le relief isolé en haut à droite est le volcan Elysium Mons.


Profils le long du disque de Mars: (crédits : LESIA)

Sur ce profil, les mesures VIRTIS M et H sont recalées l'une sur l'autre et comparées avec le profil correspondant extrait de la carte d'albédo TES/Mars Global Surveyor. Quelques régions bien reconnaissables sont indiquées comme références.

Terre

Ce cube spectral a été obtenu depuis une distance de 230 000 km le 13 novembre 2009 au cours du troisième survol de la Terre. La résolution est de 50 km/pixel. C'est le matin sur la côte est des Etats-Unis, l'Amérique du Sud est visible sur la face jour. La première image (VIS-1) est un composite couleur standard (R:0,7 µm V:0,55 µm B:0,44 µm), qui montre surtout la couverture nuageuse.


Observation de la Terre par VIRTIS-M lors du 3e survol: (Crédits : INAF-IFSI / INAF-IASF / ASI)

Dans la seconde image (VIS-2), les bandes spectrales sont sélectionnées pour optimiser le contraste entre océans et continents [R:1.0 µm (continents) V:0,785 µm B:0,474 µm (océans)].

La troisième image (VIS-3) représente la distribution de chlorophyle, avec une échelle saturée (les zones sombres sur les continents sont des nuages opaques).

La quatrième image (IR-1) utilise des bandes en infrarouge plus lointain, où la composante thermique domine la composante de lumière solaire réfléchie (R:4,92 µm V:2,25 µm B:1,20 µm). La face nuit est donc identifiable en rouge, les zones en cyan représentant les nuages de haute altitude.

Enfin, la cinquième image (IR-2) est le signal mesuré à 5 µm en fausses couleurs. Les détails sont visibles sur les faces nuit et jour, avec un maximum côté jour représentant des température plus élevées. Les minima (en violet) correspondent aux nuages de haute altitude et aux régions arctiques.


Observation VIRTIS lors du 3e survol de la Terre par Rosetta: (crédits : LESIA)

L'image ci-dessus est une vue plus rapprochée montrant la quantité de lumière réfléchie par la surface et l'atmosphère terrestres. La grande image est acquise par la voie M ligne après ligne au-dessus de l'Afrique et de l'Espagne ; chaque pixel correspond à un spectre. Le signal est très faible sur les océans, et maximum sur les zones nuageuses. Les points au centre de cette carte sont les pixels de la voie H acquis au même moment, avec une résolution spectrale dix fois plus élevée. Ce mode d'observation est typique des opérations qui seront effectuées autour de la comète.

L'instrument VIRTIS

Stéphane Erard — 2010-04-20T07:43:45Z

VIRTIS

L'objectif principal de VIRTIS est de procéder à des observations de spectro-imagerie sur la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, couvrant le domaine UV-IR. L'étude porte aussi bien sur le noyau de la comète (et les astéroïdes croisés en chemin) que sur sa coma. L'association d'un spectro-imageur visible-proche infrarouge (VIRTIS-M) et d'un spectromètre infrarouge à dispersion croisée (VIRTIS-H) fournit une combinaison optimale pour étudier la variabilité de la surface et les signatures subtiles de l'atmosphère et des glaces.

Le modèle de rechange de VIRTIS a par la suite été intégré à la charge utile de la mission Venus-Express, en opérations depuis avril 2006. Cette filière instrumentale a ensuite été déclinée pour d'autres expériences : VIR, embarqué sur la mission Dawn (à Rome) est une adaptation de VIRTIS-M ; les projets SIMBIO-SYS/VIHI sur BepiColombo, MaPIS pour MarcoPolo, et MIRTIS pour ExoMars Orbiter (au LESIA) utilisent l'héritage de VIRTIS.


VIRTIS en calibration sol: L'instrument est entouré de ses protections thermiques. On distingue à gauche le baffle de la voie H, à droite celui de la voie M (Crédits : VIRTIS team)

Virtis-M


Les deux réseaux imbriqués de VIRTIS-M: La zone centrale est utilisée pour le visible (crédits : IASF/INAF)

VIRTIS-M possède une seule tête optique (télescope de Shafer + spectromètre Offner), le signal étant renvoyé sur deux détecteurs bidimensionnels distincts : la voie Visible (CCD, 0,25-1 µm) et la voie Infrarouge (HgCdTe, 1-5,2 µm). La dispersion spectrale est effectuée dans une direction des détecteurs, l'autre dimension fournissant une image de la fente d'entrée divisée en 256 pixels. La seconde dimension spatiale est acquise au cours du temps, avec le déplacement de la sonde sur sa trajectoire. Un miroir d'entrée permet d'augmenter les capacités de pointage et de balayage spatial. Le design est extrêmement compact, les deux réseaux Visible et IR étant imbriqués l'un dans l'autre. L'instrument est adapté à la cartographie systématique, avec une résolution spectrale permettant l'étude des minéraux et des glaces (R=200).


Design optique de Virtis-M: (crédits : VIRTIS team)

Virtis-H


Tête optique de VIRTIS-H après cablage: (crédits : LESIA)

VIRTIS-H est un spectromètre échelle, utilisant un prisme et un réseau en série. Le domaine spectral 2-5 µm est dispersé en 8 ordres sur un détecteur infrarouge bidimensionnel. En mode nominal les spectres sont reconstitués à bord avant transmission pour économiser la bande passante. Les deux dimensions du détecteur étant utilisées pour la dispersion spectrale, l'instrument n'acquiert qu'un seul spectre à la fois et l'unique dimension spatiale est acquise au cours du temps (spectromètre ponctuel).

Les objectifs scientifiques de la voie H sont l'observation de la coma et des émissions de gaz, et celle du noyau. Dans le premier cas, la résolution de l'instrument (R=1500) lui permet de séparer les raies H₂O et CO, dans le second, de distinguer les signatures à 3 µm des PAH (matériaux organiques à base de cycles aromatiques) et de la glace de méthanol, ou de séparer les signatures de glace et de minéraux.


Design optique de Virtis-H: (crédits : VIRTIS team)

Caractéristiques

Les deux voies M partagent la même optique. Les deux voies IR utilisent des détecteurs identiques. Le CCD de la voie Visible est refroidi passivement. Les deux détecteurs IR sont refroidis à 70 K par deux machines à détente Stirling.

Caractéristiques
	VIRTIS-M visible	VIRTIS-M IR	VIRTIS-H
Domaine spectral (µm)	0,220–1,046	0,952–5,059	1,88-5,03
Résolution spectrale	100–380	70–360	1300–3000
Champ (mrad x mrad)	63,6 (fente) × 64,2 (scan)	63,6 (fente) × 64,2 (scan)	0,49 × 1,47
Résolution spatiale (mrad)	0,2486 (fente) x 0,2508 (scan)	0,2486 (fente) x 0,2508 (scan)	0,49 × 1,47
Télescope	Shafer	Shafer	Parabolique hors-axe
Spectromètre	Offner	Offner	Echelle
Détecteurs	CCD 508 x 1024	HgCdTe 270 x 436	HgCdTe 270 x 436
Température de fonctionnement (K)	150-190	65-90	65-90


VIRTIS intégré, en salle blanche: La plaque supérieure est le radiateur de l'instrument (crédits : VIRTIS team)

Personnels LESIA impliqués

L'instrument VIRTIS résulte d'une collaboration tri-nationale :

l'Italie (A. Coradini puis F. Capaccioni de l'IASF-INAF, responsable scientifique) qui coordonne l'intégration de l'instrument et la réalisation de la voie de cartographie VIRTIS-M (visible et infrarouge)
la France (P. Drossart puis S. Erard, LESIA, coordinateur national) pour la voie VIRTIS-H de spectroscopie infrarouge à haute résolution
l'Allemagne (G. Arnold, DLR, coordinatrice nationale) pour la réalisation de l'électronique de l'instrument et du logiciel de bord

Equipe scientifique
Stéphane Erard	Coordinateur national
Pierre Drossart	Coordinateur national initial (1995-2010)
Antonella Barucci
Nicolas Biver
Dominique Bockelée-Morvan
Michel Combes
Jacques Crovisier
Daniela Despan
Thérèse Encrenaz
Sonia Fornassier
Cédric Leyrat
Frédéric Merlin
Didier Tiphène
Vincent Debout	Doctorant

Développement et opérations
Jean-Michel Reess	Chef de projet, Optique
Alain Sémery	Chef de projet initial (1995-2010)
Xavier Bonnin	Gestion de données (2008-2010)
Marc Bouyé	Mécanique, qualité
Olivier Dupuis	Assemblage, Intégration et Tests
Agnès Fave	Documentation
Yann Hello	Détecteurs
Florence Henry	Gestion de données
Gérard Huntzinger	Electronique de proximité
Sophie Jacquinod	Gestion de données
Driss Kouach	Thermique
René Knoll
Jérome Parisot	Assemblage, Intégration et Tests
Alain Piacentino	Bureau d'études
Jean-Pierre Rivet	Atelier mécanique
Douchane Stéfanovitch	Electronique

Thèses soutenues
Jennifer Romon	Simulation des états de surface de noyaux cométaires et TNOs (2002)
Yamina Ghomchi	Caractérisation et étalonnage du détecteur IR de l'instrument VIRTIS-H pour la mission cométaire Rosetta (2001)
Aurélie Le Bras	Etude de l'état de surface des astéroïdes par spectroscopie infrarouge en réflectance (2001)

Avant intégration de l'instrument complet, VIRTIS-H a été étalonné séparément au LESIA dans la cuve SimEnOm, et les détecteurs ont été étudiés sur le banc de test YACADIRE.

Présentation du LESIA

2008-10-02T09:22:39Z

www.esep.pro

Sommaire

Qui sommes-nous ?

Statutairement, le LESIA (Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique) est un département de l'Observatoire de Paris. Il est aussi une unité mixte de recherche du CNRS et a donc deux tutelles principales, le CNRS et l'Observatoire, ainsi que deux tutelles dites secondaires, l'Université Pierre et Marie Curie (Paris-6) et l'Université Paris-Diderot (Paris-7).

Le LESIA est l'un des plus gros laboratoires français de recherche en astrophysique (environ 12% de la discipline). Au 15 avril 2013, le laboratoire compte 238 agents dont 133 permanents.

Ces agents permanents se composent de :
chercheurs/enseignants-chercheurs du CNRS, du CNAP ou des Universités, au nombre de 69 ;
ingénieurs-techniciens-administratifs du CNRS ou des Universités, au nombre de 64.

Organisation du laboratoire

Le Laboratoire est dirigé par une équipe de direction constituée de :

Pierre Drossart, directeur ;
Didier Tiphène, directeur adjoint, chargé de la coordination technique du laboratoire, de la formation permanente et des locaux ;
Carine Briand, directrice adjointe chargée des relations avec les Universités et les Agences (ESA, Europe, etc), et chargée du suivi des étudiants et thésitifs ;
Claudine Colon, administratrice du laboratoire, remplissant également le rôle de secrétaire général et de chef du personnel.

La coordination des équipes et le dialogue avec la Direction est assurée via une organisation des personnels en pôles.

On compte ainsi 5 pôles scientifiques :

Etoile (coordinateur : Eric Michel)
Haute Résolution Angulaire en Astrophysique (HRAA) (coordinateur : Gérard Rousset)
Physique des Plasmas (coordinateur : Filippo Pantellini)
Physique Solaire (coordinatrice : Nicole Vilmer)
Planétologie (coordinateur : Thierry Fouchet)

et 3 pôles techniques :

Informatique (coordinatrice : Sylviane Chaintreuil)
Ingénierie (coordinateur : Régis Schmidt)
Services (coordinatrice : Agnès Fave)

La responsabilité de la Formation Permanente, qui a un rôle très important dans la politique de gestion des ressources humaines, est déléguée à Jérôme Parisot.

L'informatique générale du laboratoire est placée sous la responsabilité d'Emmanuel Grolleau, également en charge des bases de données.

L'Hygiène & Sécurité, sous la responsabilité du directeur, est coordonnée par un assistant de prévention principal, Olivier Dupuis.

Voir l'organigramme du LESIA

Grands objectifs et axes de recherche

Le LESIA a pour vocation première :

la conception et la réalisation d'instrumentation scientifique spatiale et sol ;
l'exploitation et l'interprétation scientifique des observations des instruments réalisés ;
le développement de techniques avancées mises en œuvre dans des instruments au sol ainsi que des instruments spatiaux.

Le LESIA est à la pointe de l'actualité scientifique dans tous les domaines où il est impliqué : par les résultats scientifiques de premier plan qu'il obtient à partir d'instrumentation conçue et réalisée en interne, par l'utilisation des grands moyens nationaux et internationaux et par le développement de simulations et de travaux théoriques. Ses activités scientifiques, structurées en cinq pôles (pôle étoile, pôle Haute Résolution Angulaire en Astrophysique (HRAA), pôle planétologie, pôle physique des plasmas et pôle physique solaire), sont axées sur quinze grands thèmes astrophysiques et dix filières techniques.

Le LESIA est laboratoire coordinateur du LabEx ESEP (Exploration Spatiale des Environnements Planétaires) qui réunit neuf laboratoires en réseau sur des thématiques spatiales.

Fort de son centre de traitement de l'information LEOPARD, le laboratoire est également très impliqué dans de nombreux aspects des techniques et technologies de l'information, pour le développement de méthodes instrumentales et pour l'analyse de données.

Enfin le LESIA remplit de nombreuses missions au sein de la communauté astrophysique (tâches de service pour la communauté, responsabilités institutionnelles, tâches d'enseignement) et est largement impliqué dans des missions de diffusion de la culture scientifique.

Fonctionnement du laboratoire

2008-09-29T13:55:22Z

Fonctionnement du laboratoire

Fonctionnement "par projets"

L'ensemble des ITA est géré par la direction, et les ITA sont affectés aux équipes projets des différents pôles, pour le temps de la mise en oeuvre de ces projets. Il y a une véritable « horizontalisation » des métiers, type “cercle de métiers“, conduisant à une structure matricielle qui donne une grande souplesse de fonctionnement (gestion centralisée des ITA au niveau de la direction). Ceci a permis d'optimiser les ressources humaines du laboratoire en une période de départs à la retraite massifs. Cette mise en commun des compétences et des moyens humains constitue un levier essentiel dans une période marquée par la pénurie de postes.

Cœur de métier, filières, expertises

Les nombreuses réalisations instrumentales se regroupent en quelques "filières", le plus souvent basées sur la mise en oeuvre d'une innovation instrumentale. Un développement instrumental novateur se produit lorsqu'un problème astrophysique soulève un problème instrumental qui lui-même suscite, une fois résolu, une solution au problème astrophysique. Ainsi, une fois mis en oeuvre, ce progrès instrumental ouvre de nouvelles perspectives astrophysiques, souvent par le biais d'un nouveau champ d'investigations, d'une part, mais tout en amorçant un mouvement d'innovations instrumentales, lui-même porteur de potentialités investigatrices, d'autre part. Le processus est ainsi bouclé. C'est d'ailleurs la base de la méthode scientifique. Mais ici, le couplage entre astrophysique et instrumentation est non seulement très fort, mais constitue le moteur même du progrès astrophysique ET instrumental, et donc le coeur de la mission des laboratoires de recherche fondés sur l'instrumentation, tels que le LESIA.

Les filières instrumentales sont présentées et décrites dans la rubrique "Recherche instrumentale".

Gestion administrative et financière

La mise en œuvre des différents projets du laboratoire exige un suivi rigoureux administratif et financier. Le fonctionnement du laboratoire se traduit par un budget annuel hors salaire de l'ordre de 3 à 4 M€, par la gestion d'une cinquantaine de contrats, correspondant à 7000 à 8000 actes par an, répartis en une centaine de sources de crédits et une centaine d'entités dépensières. La gestion est assurée par une équipe de 8 agents placés sous la direction d'un administrateur, qui se répartissent les tâches de secrétariat, gestion du personnel, gestion des différents contrats et gestion financière.

Le Centre de Traitement Automatisé de l'Information (CATI)

Le LESIA a mis en place un Centre de Traitement Automatisé de l'Information "LEOPARD", centre homologué CATI par le CNRS. La première mission du LEOPARD consiste à assurer le développement et l'exploitation de chaînes de traitement automatisé de données satellitaires et sol. Une seconde mission du LEOPARD, liée à la première, consiste à prendre en charge, en développant et en mettant en œuvre les moyens informatiques adéquats, le stockage, l'archivage et la diffusion des données traitées. Le laboratoire est responsable d'une importante base de données (BASS2000), ainsi que du Centre de Données Corot (CDC). D'autre part, il est en relation permanente avec plusieurs bases de données nationales, européennes et internationales, à la fois pour y déposer des données satellitaires et sol, et pour utiliser les données de ces bases.