Actions Nationales pour l’Observation

L’instrument CONCERTO est un spectromètre opérant dans le sub-millimétrique/millimétrique. Il est constitué d'un plan focal basé sur des détecteurs à inductance cinétique (KIDs) refroidi à ~70mK, et d'un interféromètre de type Martin-Puplett, permettant d'obtenir un spectre complet pour des fréquences allant de 130 à 310 GHz. Le champ de vue est de 18.6’ de diamètre et la résolution en fréquence est ajustable (avec la course du miroir mobile) et est au maximum de 1.3 GHz. Le plan focal comprend deux matrices de 2,152 LEKIDS (une matrice pour chaque bande de fréquence, « LowF » et « HighF »). CONCERTO a été installé sur le télescope APEX en avril 2021. Il a été démonté en mai 2023.
Des grands programmes d’observation ont été réalisés (« Open time » et « Large program ») avec un total de 174Tb de données brutes compressées (x5 décompressées) à réduire. Les thématiques scientifiques de ces observations sont: les étoiles évoluées et le milieu interstellaire de notre Galaxie, les amas de galaxies, les galaxies proches et lointaines.

La mission PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO) a été sélectionnée par l’ESA le 19 février 2014 comme troisième mission de classe intermédiaire (M3). Le lancement aura lieu en 2026. L’objectif principal est la détection de planètes telluriques analogues à la Terre, l’exploration de leurs propriétés physiques grâce à la mesure très précise de leurs paramètres, masse et rayon, en particulier avec des mesures d’astérosismologie et l’étude de l’évolution combinée des étoiles et de leur cortège planétaire. Le LAM assure la responsabilité de plusieurs modules du segment sol sur les aspects exoplanètes, au niveau du centre de mission, le PLATO Data Center (PDC) et de la préparation scientifique (PSM).

En garantissant dès 2024 l’observation multi-longueurs d’onde d’environ 60 sursauts gamma par an, la mission sino-française Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor (SVOM) va apporter une contribution majeure aux deux axes de recherche les plus féconds ayant émergés des avancées récentes dans l’étude et l’exploitation des sursauts gamma, l’un tenant à l’utilisation des sursauts en cosmologie, l’autre à la compréhension du phénomène lui-même. La mission repose sur une approche multi-longueurs d’onde des sursauts gamma. A bord du satellite seront associés quatre instruments : un télescope X-dur gamma déclencheur de l’alerte du sursaut (ECLAIRs), un ensemble de détecteurs gamma fonctionnant à plus haute énergie (GRM), un télescope X (MXT) et un télescope opérant dans le mode visible (VT). Grâce à ses télescopes spatiaux, SVOM donnera la position du sursaut en temps réel via un réseau d’antennes VHF placé judicieusement à la surface du globe. Cette information sera alors transmise à un télescope robotique au sol, COLIBRI, qui prendra le relais afin d’affiner la position et d’évaluer la distance du sursaut, et qui activera des observations complémentaires sur les plus grands moyens d’observation (VLT, ELT, JWST, ALMA, etc.).

SVOM sera officiellement lancé en juin 2024 (3 ans de durée de vie nominale, plus au moins 2 ans d’extension). Le LAM est le Co-PI de la mission et y joue à ce titre un rôle très important. Il est en particulier très impliqué dans le développement du segment sol (développement de la Mission Database et des outils d’aide aux Burst Advocates), tout en ayant la responsabilité du suivi multi-longueurs d’onde (PI du télescope robotique franco-mexicain, COLIBRI, et responsable de l’organisation du suivi sur les plus grands moyens d’observation).

MOSAIC est un spectrographe multi-objets pour l’ELT (ELT-MOS) dont l’étude de phase B a debuté en 2023. Il sera un instrument généraliste couvrant un très grand nombre de cas scientifiques, depuis les populations stellaires dans la Galaxie et l’Univers proche jusqu’aux galaxies les plus lointaines. MOSAIC travaillera en synergie avec de nombreux projets sol et spatiaux de la discipline en permettant le suivi spectroscopique de grands échantillons d’objets.

HARMONI est l’un des 2 instruments de première lumière qui équipera l’E-ELT. Il s’agit d’un spectrographe à intégral de champ (IFU), mono-objet, qui observera dans la gamme visible et proche infra-rouge (de 0.5 à 2.4 microns). HARMONI fournira une résolution spectrale de R=3000 à R=20000, et une résolution angulaire de 60 à 4 mas. Pour exploiter pleinement la limite de diffraction de l’E-ELT, HARMONI sera équipé de deux systèmes d’Optique Adaptative (OA). Le premier est un système d’OA classique (SCAO) et le deuxième sera un système d’OA grand champ, assisté par étoiles lasers (LTAO). HARMONI s’inscrit dans la lignée d’instruments qui équipent le VLT, tels que SPHERE ou MUSE. La première lumière est prévue pour 2024. Les cas scientifiques principaux d’HARMONI couvrent un large spectre, depuis l’étude et la caractérisation des exo-planètes, l’étude des populations stellaire dans les galaxies proches, et jusqu’aux galaxies à grand décalage vers le rouge.
HARMONI regroupe un consortium de 6 laboratoires, dont 2 Français (LAM et CRAL).

SPIRou est à la fois un spectropolarimètre et un velocimètre de haute précision fonctionnant dans le proche IR (0.98-2.35 µm) dont les objectifs principaux sont (i) de détecter des exoterres habitables autour d’étoiles de faible masse, et (ii) d’étudier l’impact des champs magnétiques sur la formation des étoiles et des systèmes planétaires.
SPIRou est un instrument de nouvelle génération, installé au CFHT en Avril 2018 et ouvert à la communauté depuis février 2019. SPIRou doit notamment permettre d’accomplir un grand relevé de type Legacy de 300 nuits, focalisé sur les deux objectifs scientifiques principaux du projet. L’OSU Pythéas est responsable de l’unité de calibration et du logiciel de réduction automatique des données.

MIRS (MMX InfraRed Spectrometer) est un spectromètre imageur dans le proche infra-rouge (0,9-3,6 microns) à bord de la mission MMX. La mission MMX (Martian Moon eXploration) de la JAXA est la première mission de retour d’échantillons du satellite Phobos. Elle prévoit également une exploration du système de la planète Mars. L’objectif principal de la mission est de déchiffrer l’origine des lunes martiennes, ce qui fournira des informations importantes sur la formation des planètes et sur les conditions d’apparition de l’eau sur les planètes de type terrestre.

MMX sera lancée en 2026 vers le système martien pour ramener des échantillons de la surface de Phobos, effectuer des observations détaillées de Phobos et de Deimos et surveiller le climat de Mars. La mission effectuera un voyage aller-retour en cinq ans, avec retour sur Terre des échantillons de Phobos en 2031. La sonde arrivera dans le système de Mars en 2027. Elle restera trois ans sur des orbites quasi-satellitaires (QSO) autour de Phobos à différentes altitudes pour sélectionner les sites d’échantillonnage et d’atterrissage.

MIRS permettra d’étudier la composition de Phobos, Deimos et de caractériser les variations temporelles dans l’atmosphère de Mars. Il sera également un instrument fondamental pour contribuer à la sélection des deux sites de collecte d’échantillons à la surface de Phobos.

La mission Comet Interceptor est une mission de la classe F (« Fast ») du programme Cosmic Vision de l’ESA. Actuellement en phase B, elle sera lancée en 2029. La mission Comet Interceptor placera trois sondes spatiales (une principale et deux secondaires plus petites) au point de Lagrange L2 Terre-Soleil, en attente du passage dans le voisinage d’une comète provenant du nuage d’Oort ou d’un objet interstellaire, pour aller l’intercepter, l’observer, et le caractériser.

La France est impliquée dans la fourniture de matériel pour 3 instruments de la sonde Comet Interceptor:
• La sonde à impédance mutuelle pour l’instrument COMPLIMENT du package DFP (Dust, Field, Plasma), qui étudiera la poussière, le champ électrique et le plasma dans la coma (fourniture du LPC2E à Orléans)
• L’analyseur d’électron pour l’instrument LEES du même package DFP (fourniture de l’IRAP à Toulouse)
• Le miroir primaire de la caméra CoCa, qui étudiera le noyau et sa coma (fourniture du LAM à Marseille)
L’objectif de cet ANO2 est le développement de ces 3 instruments spatiaux (COMPLIMENT, LEES et CoCa), puis leur exploitation scientifique.

Ce service concerne le suivi de la station d’observation de l’OHP avec le télescope de 193 cm. Les deux instruments installés au télescope sont SOPHIE et MISTRAL. SOPHIE est un spectrographe à haute-résolution et à haute-précision reconnu internationalement pour ses caractérisations d’exoplanètes. Environ 75 % des nuits du 193 sont consacré a des programmes d’observation d’exoplanètes. MISTRAL est lui un spectro-imageur basse resolution multi-usage. Son temps de réaction rapide (< 30 min) lui permet de pouvoir suivre le ciel transient jusqu’à des magnitudes de l’ordre de 20 et sera crucial dans le cadre par exemple du suivi sol de SVOM. Il est également adapté à des observations visiteur classiques sur des sujets allant du stellaire à l’extragalactique. Jusqu’à 15 % des nuits du T193 seront consacrées à ces thématiques avec cet instrument. Il est aussi possible d’y opérer des instruments visiteurs comme GHASP, CIGALE, MYOSOTIS ou tout autre instrument au foyer Cassegrain du T193. Ce service d’observation sert la communauté astronomique française des programmes nationaux et des programmes européens Opticon (15 nuits/semestre).

Euclid est une mission spatiale de l’ESA, co-financée par les agences nationales (CNES, CNRS, CEA en France) avec le soutien de nombreuses universités. Dédiée à l’étude de l’accélération de l’expansion de l’Univers, Euclid conduira un sondage systématique de 15000 degrés carré en imagerie (visible, NIR) et en spectroscopie sans fente NIR (grism). Euclid a été sélectionnée par l’ESA en Octobre 2011 et le lancement a eu lieu le 1er juillet 2023. Les phases de tests et de vérification des performances touchent à leur fin et le relevé doit commencer début 2024. La France est particulièrement impliquée dans Euclid, avec la responsabilité de l’ensemble du projet, la coordination de plusieurs groupes scientifiques, la responsabilité du spectrographe infrarouge NISP, la responsabilité de plusieurs modules du segment sol. Le LAM est très fortement mobilisé sur Euclid, avec un haut niveau de responsabilité au sein des groupes scientifiques, sur le développement du segment sol et avec la maîtrise d’œuvre de l’instrument NISP.

Les activités segment sol comprennent : conception, développement, tests, validation et livraison des algorithmes, des logiciels et des pipelines de traitement et contrôle qualité des données associées à la modélisation, à la production et à l’exploitation des données d’Euclid et des relevés complémentaires. Ces développements doivent se faire au sein des ’Organisation Units’ (OUs) auxquels le LAM contribue pleinement : OU-SPE (LAM responsable), mais aussi OU-SHE, OU-SIM, OU-PHZ, OU-LE3 et OU-MER.

Le prolongement des activités qui relevaient de l'ANO2 (Euclid) se fait maintenant au sein d'un SNO Euclid Survey unique relevant de l'ANO4.

WEAVE est un spectrographe multi-objet à très grand champ pour le William Herschel Telescope (WHT), qui opèrera dans la période 2019-2024. WEAVE est la pierre angulaire de l’accompagnement spectroscopique au sol de la mission Gaia dans l’hémisphère Nord ainsi qu’un projet énergie sombre de prochaine génération mesurant les oscillations baryoniques acoustiques (BAOs) via le milieu intergalactique sur la ligne de visée des quasars. La France (CNRS/INSU) a rejoint officiellement le projet en 2015, ouvrant ainsi la collaboration à toute la communauté française. Au moins 70% du temps d’observation sur le WHT sera réservé pour ce projet pendant 5 ans, c’est-à-dire au moins 8.5 millions d’heures-fibres. Le projet offre les deux modes d’observation : un mode à basse résolution spectrale (R=5 000) et une couverture spectrale de 370-1000 nm et un mode à haute résolution spectrale (R=20 000) dans deux domaines spectraux plus limités. Les relevés prévus pour WEAVE incluent d’autres composantes importantes comme le suivi optique des relevés LOFAR, une composante amas de galaxies, et une composante stellaire. Le relevé des quasars (WEAVE-QSO) permettra de caractériser la toile cosmique, le milieu circumgalactique et de mesurer les paramètres cosmologiques.

La tâche de service WEAVE au LAM concerne l’optimisation globale des différents relevés et plus spécifiquement le soutien du relevé WEAVE-QSO. Le relevé WEAVE-QSO fait suite au relevé BOSS/eBOSS et coïncidera avec le relevé DESI dont il sera très complémentaire. Ce relevé WEAVE produira 400,000 spectres de QSOs à grand redshift.

SPIRou est à la fois un spectropolarimètre et un velocimètre de haute précision fonctionnant dans le proche IR (0.98-2.35µm) dont les objectifs principaux sont (i) de détecter des exoterres habitables autour d’étoiles de faible masse, et (ii) d’étudier l’impact des champs magnétiques sur la formation des étoiles et des systèmes planétaires. SPIRou est un instrument de nouvelle génération, installé au CFHT en Avril 2018 et ouvert à la communauté depuis février 2019. SPIRou est en train d’accomplir un grand relevé de type Legacy de 300 nuits, focalisé sur les deux objectifs scientifiques principaux du projet.

Le SNO GASPIC (GAlaxy Spectrophotometry, redshifts and physical parameters Publicly available In Cesam) résulte de la fusion des deux SNOs GAZPAR et ASPIC.

GAZPAR propose des outils pour la mesure des redshifts photométriques et spectroscopiques ainsi que des paramètres physiques à partir de méthodes d'ajustement de distributions spectrales d'énergie (SED) de référence sur des données multi-couleur et des spectres. Ce service repose pour le moment sur quatre logiciels développés au LAM et à l'IAP: CIGALE, Hyperz, Le Phare et Beagle. Nous utilisons des techniques d'ajustement de SED (Spectral Energy Distribution) exploitant les données disponibles de l’ultraviolet à l'infrarouge lointain (FUV -FIR) et en modélisant la SED des différents composants d'une galaxie (étoiles, gaz, AGN, poussières). Chacun de ces codes possède ses spécificités et l’utilisation de ces codes est complexe. Une mission de notre SNO est d'abord d'offrir un soutien aux utilisateurs de ces codes. De plus, nous proposons une interface web qui permet aux utilisateurs de déposer des catalogues photométriques, analysés ensuite par les experts du SNO. Pour chaque objet d'un catalogue, nous déterminons le redshift photométrique, une classification par type étoile/galaxie/QSO ainsi que les principales caractéristiques physiques des galaxies (masse stellaire, taux de formation d'étoiles, atténuation, luminosité infrarouge, ...). Les experts scientifiques du SNO fournissent à l'utilisateur les fichiers de configuration utilisés et de nombreux tests de qualité. Nous développons actuellement des outils permettant la mesure des redshifts spectroscopiques (AMAZED) que nous prévoyons d'intégrer.

La partie ASPIC (Archive of Spectrophotometry Publicly available In Cesam) repose sur l’application ANIS pour la mise à disposition des données et utilise l'expertise technique reconnue du LAM et du CeSAM de mise à disposition d'outils et de valeur ajoutée sur données à la communauté scientifique pour les programmes massifs de spectroscopie/photométrie sur des zones du ciel stratégiques. Cette approche « Sky Sweet Spots» devient en effet courante pour les grands sondages actuels et futurs qui se concentrent sur de telles zones stratégiques de façon à optimiser le retour scientifique. Dans ce cadre, le LAM est leader ou participe à de nombreux sondages profonds majeurs comme le VVDS, zCOSMOS, VIPERS, VUDS, EUCLID, ou encore PFS. Cela démontre le niveau d'expertise et de reconnaissance internationale du LAM dans ces domaines. Dans chacun de ces sondages, le CeSAM a un rôle majeur : en charge de la mesure des redshifts, du pipeline de validation, et de la production des spectres 1D.

GAZPAR et ASPIC fonctionnent conjointement : les paramètres physiques (e.g. redshifts, masses stellaire, taux de formation d'étoiles) sont mesurés sur les catalogues disponibles dans les bases de données ASPIC avec des outils GAZPAR. Elles sont déduites de l'analyse des distributions d'énergie spectrale sur la base de la photométrie multi-bande ou de la spectroscopie. Toutefois, l'ordre zéro avant d'atteindre ces paramètres avancés est:
- L'association des catalogues de spectres sur les images disponibles;
- l'association de ces images à diverses longueurs d'onde entre elles (relativement aisée si la résolution spatiale est homogène, beaucoup plus ardue pour l'association de données optiques avec des données UV ou IR où la résolution spatiale relative peut atteindre un facteur 10).

GASPIC s'appuie sur l'avis d'un comité de pilotage pour décider quel programme spectro-photométrique doit être distribué et l'évolution des outils disponible. La mise à disposition finale des données se fait à travers un environnement dédié (ANIS) avec de hauts niveaux de services. Ce service s'adresse en premier lieu à tout sondage extragalactique (français via le PNCG, mais également international), mais peut sans peine trouver une application directe dans les sondages stellaires (PNPS ou international). Le site d'accueil est en anglais de façon à ouvrir le service à l'international.

L3S est un service qui mets à disposition de la communauté des services WEB (L3S/MAGYC et L3S/GAL-P) et des données à valeur ajoutée (L3S/SZDB, L3S/HESIOD et L3S/P-MAPS) qui résultent du traitement de haut niveau de données multi-longueurs d’onde (de l’infrarouge au millimétrique) sous forme de cartes d'émissions diffuses ou de catalogues. L3S est un service multi-OSU et se base sur les expertises multi-longueurs d’ondes développées à l’OSUPS, l’OSU Pytheas et l’OCA.

Le service HCDC ("High Contrast Data Center", anciennement centre de données SPHERE) comprend deux composantes formant un centre de référence sur l’imagerie haute dynamique. Il est constitué d’un centre de traitement de données (CT, infrastructure à Grenoble) et une base de données des cibles observées et résultats associés (Diva+, infrastructure à Marseille). SPHERE-DC est opéré par l’OSUG, l’OCA, Pytheas, l’Observatoire de Paris et l’Observatoire de Lyon.

Le service APIS (pour Auroral Planetary Imaging and Spectroscopy) est un service de distribution de données de spectro-imagerie aurorale planétaire. Il est porté par deux observatoires des sciences de l’Univers, l’Observatoire de Paris et Pythéas, avec une équipe scientifique répartie au LESIA et au LAM sous la responsabilité de L. Lamy. Il bénéficie du soutien du centre Paris Astronomical Data Centre (PADC) et du Centre de donnéeS AstrophysiqueS de Marseille (CeSAM). Il a été labellisé ANO5 par l’INSU en 2016 et entre dans le cadre du Pôle National Thématique de Diffusion de Données de Physique des Plasmas. Ce service propose un accès ouvert et interactif à des observations aurorales des planètes du système solaire et de leurs satellites. De telles observations intéressent une large communauté à l’interface entre la planétologie, la physique des magnétosphères planétaires et l’héliophysique.

Plus précisément, APIS consiste en :
- plusieurs bases de données de haut niveau, construites à partir d’observations aurorales planétaires acquises par différents spectro-imageurs UV du télescope spatial Hubble, de la sonde Cassini ou du télescope spatial Hisaki (plus de 22000 observations individuelles à ce jour) ;
- une interface de recherche dédiée permettant de chercher rapidement et efficacement des données issues de ces bases à l’aide de critère de recherche conditionnels pertinents ;
- la possibilité de travailler directement en ligne avec les données retrouvées à l’aide d’outils de lecture d’images ou de spectres de l’Observatoire virtuel (OV). La compatibilité OV d’APIS a également permis de l’interfacer avec d’autres services OV (tels que le portail VESPA également hébergé à PADC ou les services AMDA, PropTool ou 3dview du Centre de Données de Physique des Plasmas).

Le réseau FRIPON réalise une surveillance continue du ciel pour détecter les bolides qui signalent les chutes de météorites et les retombées atmosphériques de débris spatiaux et, plus généralement, tout phénomène lumineux. Il est constitué à l’heure actuelle de 175 caméras "all sky" couvrant toute la France et une fraction de plusieurs pays européens (Allemagne, Autriche, Belgique, Espagne, Italie, Pays-Bas, Roumanie, Royaume-Uni, Suisse). Le réseau comporte également quelques caméras en dehors de l’Europe ainsi que 25 récepteurs radio (GRAVES) couvrant toute la France. Les données sont stockées et traitées à l’OSU Pythéas et alimentent des bases de données utilisées par plusieurs agences et par les communautés scientifiques nationales et internationales.