LIRA

Retour sur l'éclipse solaire du 12 août 2026

Raphael PERALTA — 2026-09-16T07:43:25Z

Le 12 août dernier, la Lune est venue éclipser le Soleil, offrant aux observateurs un spectacle exceptionnel. En France, le Soleil était partiellement éclipsé, avec une occultation de plus de 90% selon les régions. En Espagne, le spectacle était encore plus saisissant : quelques minutes de totalité pendant lesquelles le jour s'est transformé en crépuscule et la couronne solaire est devenue observable. Plusieurs membres du LIRA ont immortalisé cette éclipse, depuis la France et depuis la bande de totalité en Espagne. Retour en images sur cette journée hors du commun.

Une éclipse de Soleil totale

Figure 1 – À gauche : schéma d'une éclipse de Soleil. L'éclipse est totale dans le cône d'ombre et partielle dans le cône de pénombre. À droite : représentations d'une éclipse solaire partielle et d'une éclipse totale. Les tailles des astres et les distances relatives ne sont pas respectées sur ce schéma.

Crédit : Alienor Flores - Observatoire de Paris-PSL

Il faut un alignement entre le Soleil, la Lune et la Terre pour qu'une éclipse solaire se produise. Lorsque la Lune passe devant le Soleil, elle masque une partie de sa lumière et projette son ombre sur la Terre. Mais selon la position de l'observateur, le type d'éclipse n'est pas le même (cf. Figure 1).

Lorsque le disque lunaire recouvre entièrement celui du Soleil, l'éclipse est dite totale. Cette situation ne se produit que dans une région très limitée de la surface terrestre : la bande de totalité, correspondant à la zone balayée par l'ombre de la Lune. En dehors de cette zone, l'éclipse est partielle et seule une partie du disque solaire est masquée.

Pour comprendre les conditions nécessaires à la formation d'une éclipse totale, retrouvez notre fiche explicative sur les éclipses.

La France dans la pénombre de la Lune

Le 12 août, les français ont assisté à une éclipse partielle. Une très grande partie du Soleil était pourtant masquée, avec une occultation variant selon les régions et atteignant jusqu'à 99% dans le Sud. Même sans atteindre la totalité, le spectacle était impressionnant. Les membres du LIRA présents dans différentes villes de France ont pu photographier les différentes phases de l'éclipse, comme en témoignent les images de la figure 2.

Figure 2 – Images directes de l'éclipse partielle du 12 août 2026 prises par des membres du LIRA dans différentes villes de France.

Crédit : Estelle Salibur - Observatoire de Paris-PSL

Pour assister à la totalité, il fallait en revanche se déplacer dans la bande de totalité. Celle-ci traversait notamment l'Espagne, offrant à plusieurs membres du LIRA l'occasion de faire le voyage et de vivre l'éclipse dans le cône d'ombre de la Lune (figure 3).

Figure 3 – Images directes de l'éclipse de Soleil du 12 août 2026 prises par des membres du LIRA dans différentes villes d'Espagne. Zone grisée : bande de totalité.

Crédit : Estelle Salibur - Observatoire de Paris-PSL

Sur place, quelques minutes ont suffi pour transformer complètement le paysage : la lumière a diminué, le ciel s'est assombri et, au moment de la totalité, le disque brillant du Soleil a laissé place à la Lune entourée de la couronne solaire (figure 4).

Une occasion exceptionnelle pour observer l'activité solaire

Une éclipse totale offre une occasion privilégiée d'observer la couronne solaire, cette région extérieure de l'atmosphère du Soleil habituellement invisibilisée par l'éclat du disque solaire.

La couronne atteint des températures de plusieurs millions de degrés. La lumière que nous en percevons lors d'une éclipse provient notamment de la lumière solaire diffusée par les électrons libres qui s'y trouvent. Cette lumière diffusée constitue un précieux indicateur de la structure de la couronne et, indirectement, de son champ magnétique.

Le 12 août, les observations en Espagne ont notamment révélé une protubérance, visible sous la forme d'une structure rougeâtre au bord du disque lunaire (figure 4). Ces structures sont constituées de plasma maintenu et guidé par les lignes de champ magnétique du Soleil et témoignent de l'activité magnétique de notre étoile.

Autre phénomène caractéristique : les perles de Baily. Juste avant et après la totalité, les derniers rayons du Soleil passent entre les reliefs de la Lune et forment de petits éclats lumineux, visibles pendant quelques instants.

Les éclipses sont ainsi une formidable occasion de faire le lien entre observation du ciel et recherche en physique solaire. Pour en savoir plus sur les recherches menées au LIRA sur le Soleil, retrouvez notre page dédiée.

Figure 4 – Différentes images de la couronne solaire prises par des membres du LIRA dans plusieurs villes d'Espagne lors de l'éclipse totale du 12 août 2026.

Crédit : Estelle Salibur - Observatoire de Paris-PSL

Observer une éclipse en tout sécurité

Aussi fascinante soit-elle, une éclipse solaire ne doit jamais être observée directement sans protection adaptée. Regarder le Soleil peut provoquer des lésions irréversibles de la rétine.

Le risque peut sembler paradoxal lors d'une éclipse : la luminosité ambiante diminue fortement et l'œil s'adapte à cette nouvelle obscurité. Il peut alors sembler naturel de regarder vers le Soleil. Pourtant, même lorsqu'une grande partie de son disque est masquée, la lumière solaire restante est suffisamment intense pour endommager la rétine.

Pour observer directement les phases partielles d'une éclipse, il est donc indispensable d'utiliser des lunettes d'éclipse (figure 5).

Figure 5 – Observations avec des lunettes adaptées aux éclipses solaires.

Crédit : Estelle Salibur - Observatoire de Paris-PSL

Il existe heureusement de nombreuses façons d'observer une éclipse sans regarder directement le Soleil. Projection de l'image solaire à travers un instrument adapté, observation d'“ombres volantes” (Ondulations lumineuses dues aux turbulences atmosphériques), lens-flare (lumière parasite dans l'objectif photo) ou encore sténopé (petite ouverture laissant passer la lumière et formant une image) : autant de techniques qui permettent d'observer l'éclipse en toute sécurité (figure 6).

Figure 6 – Images de l'éclipse du Soleil du 12 août prises avec différentes méthodes d'observation indirecte.

Crédit : Estelle Salibur - Observatoire de Paris-PSL

Quelques minutes suspendues

Je n'ai malheureusement pas pu assister moi-même à cette éclipse. En retrouvant mes collègues après leur retour, je leur ai immédiatement demandé ce qu'ils avaient ressenti. Les réponses étaient unanimes : difficile de mettre des mots sur ce qui se passe pendant une éclipse totale.

La lumière disparaît, le paysage se transforme, la température baisse, et le temps paraît comme suspendu. La faune et la flore peuvent elles aussi réagir à cette arrivée soudaine de l'obscurité. Comme si la nuit était soudainement tombée, des oiseaux arrêtent de chanter et des fleurs se referment. Puis, tout s'inverse. Les premiers rayons du Soleil réapparaissent, la lumière revient et, en quelques instants, le monde semble reprendre son cours normal.

Une éclipse totale est un phénomène rare. Pour ne pas manquer les prochaines éclipses visibles depuis l'Europe, retrouvez toutes les informations sur le site de l'Observatoire de Paris – PSL.

Quant à la prochaine éclipse totale visible depuis la France métropolitaine, il faudra patienter 2081.

Vidéo time-lapse de Rupam Jash de l'éclipse solaire du 12 août 2026.

Le télescope spatial James Webb révèle que les anneaux invisibles de Chariklo sont en train de changer

Raphael PERALTA — 2026-09-15T08:33:12Z

Chariklo est un petit corps céleste en orbite entre Saturne et Uranus, autour duquel deux anneaux denses ont été découverts. Une particularité de ces anneaux est qu'ils subissent d'importantes perturbations de la part du corps central, notamment par des phénomènes de résonance. Celles-ci peuvent remodeler leur structure à des échelles de temps décennales, comme semblent le montrer des données inédites obtenues avec le JWST, grâce à une collaboration internationale à laquelle participe le LIRA.

Chariklo bouscule notre vision des systèmes d'anneaux

Figure 1 - GIF animé de l'occultation par Chariklo, capturé par le JWST.

Crédit : NASA, ESA, CSA, Pablo Santos-Sanz and Nicolás Morales (IAA-CSIC)

Jusqu'en 2013, on pensait que les systèmes d'anneaux étaient l'apanage des planètes géantes du Système solaire, telles que Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Cependant, cette année-là, un petit corps d'à peine 250 kilomètres de diamètre, situé à près de 17 fois la distance entre la Terre et le Soleil, est venu s'ajouter à ce groupe restreint. Il s'agit de Chariklo en orbite entre Saturne et Uranus, autour duquel deux anneaux denses ont été découverts.

Le 18 octobre 2022, l'Institut d'astrophysique d'Andalousie (IAA-CSIC) a dirigé l'observation réalisée avec le télescope spatial James Webb (JWST) afin d'étudier les anneaux de Chariklo à l'aide d'une occultation stellaire, une technique consistant à mesurer la diminution de la lumière d'une étoile lorsque l'objet passe devant elle (cf. Figure 1). Aujourd'hui, une nouvelle étude publiée dans Science Advances et menée également par l'IAA-CSIC démontre, pour la première fois, que le système d'anneaux de Chariklo a subi des changements à des échelles de temps de quelques années seulement, depuis les dernières observations.

« La comparaison des observations du JWST avec celles obtenues lors d'autres occultations stellaires au cours de la dernière décennie nous a permis de découvrir des changements opposés dans les deux anneaux : alors que l'anneau intérieur présente une opacité nettement plus élevée, l'anneau extérieur affiche une opacité moindre », explique Pablo Santos-Sanz, chercheur à l'IAA-CSIC qui dirige l'étude.

Ce comportement inattendu indique que le système d'anneaux de Chariklo est dynamique et qu'il pourrait être soumis à des processus physiques bien plus complexes qu'on ne le pensait.

Le James Webb réussit une occultation stellaire inédite

Figure 2 - Représentation schématique de l'occultation stellaire par les anneaux de Chariklo, observée par le télescope spatial James Webb (JWST) le 18 octobre 2022.

La comparaison avec les occultations précédentes révèle des variations opposées entre les deux anneaux : C1R présente un signal plus intense, tandis que C2R semble nettement plus faible.

Crédit : Yücel Kılıç, Pablo Santos-Sanz and Celia Navas (IAA-CSIC)

Cette étude représente également une avancée technologique majeure : l'occultation par Chariklo a été la première occultation stellaire prédite et planifiée spécifiquement pour être observée avec le James Webb, et réalisée avec succès (cf. Figure 2).

« Pour y parvenir, il a fallu connaître avec une précision extraordinaire l'orbite de Chariklo, la position de l'étoile — grâce à la mission Gaia de l'ESA — et la trajectoire du JWST lui-même autour du point de Lagrange L2, une région de l'espace située à environ 1,5 million de kilomètres de la Terre, dans la direction opposée au Soleil. Le JWST orbite autour de cette région en suivant une trajectoire qui doit être corrigée périodiquement par des manœuvres de maintenance », précise Yücel Kilic, chercheur postdoctoral à l'IAA-CSIC et coauteur de l'étude.

Au moment de l'occultation, Chariklo se déplaçait par rapport au JWST à seulement 2,5 kilomètres par seconde. Cette vitesse relative exceptionnellement faible a permis d'obtenir une résolution spatiale sans précédent pour étudier la structure de ses anneaux. Ces anneaux sont si étroits et Chariklo se trouve si loin qu'il est impossible de les photographier directement, même avec le télescope James Webb ou avec les plus grands télescopes terrestres. Les occultations stellaires permettent de les étudier de manière indirecte, en mesurant les brèves diminutions de la luminosité d'une étoile lorsque chacun des anneaux passe devant elle.

Jusqu'à présent, les anneaux qui entourent les petits corps du Système solaire étaient considérés comme des structures relativement stables. Les changements détectés sur Chariklo remettent en question cette vision et suggèrent que ces systèmes pourraient être bien plus dynamiques qu'on ne le pensait.

« Nos résultats nous obligent à repenser la manière dont ils se forment, comment ils évoluent et quels mécanismes assurent leur stabilité. La possibilité de détecter ces changements ouvre une nouvelle voie pour comprendre l'évolution de ces systèmes et, éventuellement, celles d'autres systèmes d'anneaux du Système solaire », souligne Santos-Sanz.

L'origine physique des changements détectés reste toutefois une question ouverte : ils pourraient refléter une évolution temporelle des anneaux, des différences liées à l'utilisation de différents filtres d'observation ou une combinaison de ces deux effets.

Ce travail s'inscrit dans le cadre des recherches financées par l'ANR "Roche" (ANR-23-CE49-0012), dirigée par Nicolas Rambaux au LTE à laquelle participe Bruno Sicardy (co-auteur de l'article). Le projet a pour but de mieux comprendre l'environnement et les interactions des petits corps du système solaire. Parmi les auteurs nous comptons aussi Josselin Desmars (LTE) et Damya Souami (LIRA) qui travaillent sur les occultations stellaires dans le cadre du projet "Lucky Star", qui regroupe des équipes françaises, espagnoles et brésiliennes.

Soutenance de thèse de Pauline TEYSSEYRE mercredi 30 septembre 2026

Raphael PERALTA — 2026-09-14T15:39:06Z

La soutenance de thèse de Pauline TEYSSEYRE aura lieu le mercredi 30 septembre à 14h dans l'amphithéâtre Evry Schatzman.

Elle pourra être suivie en direct sur la chaine YouTube du LIRA

Titre de la thèse

Impact des éruptions solaires sur la région D de l'ionosphère : surveillance et modélisation.

Composition du jury

Vincent Coudé du Foresto (Astronome, LIRA) : Président
Elvira Astafyeva (Directrice de recherche, IPGP) : Rapportrice
Jean-Pierre Raulin (Professeur, Mackenzie Presbyterian University) – Rapporteur
David Themens (Professeur Associé, University of Birmingham) : Examinateur
Vincent Fabbro (Ingénieur de recherche, ONERA) : Examinateur
Angélique Woelfflé (Coordinatrice pour la DGA) : Examinateur
Edmund Henley (Physicien pour le Met Office) : Examinateur
Carine Briand (Astronome, LIRA) : Directrice de thèse

Résumé

Les éruptions solaires sont des évènements éruptifs, qui accélèrent les particules et qui émettent du rayonnement énergétique. Cette source additionnelle d'ionisation augmente la densité électronique de l'ionosphère, et en particulier de sa plus basse couche, la région D (60 - 90 km). Cela accroît l'absorption des ondes haute fréquence (HF, 3 - 30 MHz), une bande de fréquence utilisée pour les communications transhorizon. Ainsi, la surveillance de la région D est nécessaire, pour alerter en cas de perturbation et limiter les risques.

Les satellites et les ballons ne sont pas adaptés pour cela, à cause de l'altitude de la région D. À la place, la propagation d'ondes très basse fréquence (VLF, 3 - 30 kHz) offre un aperçu en continu de la densité électronique de cette région. Les mesures VLF sont comparées aux résultats d'un modèle de propagation, tel le Longwave Mode Propagator. Si l'on suppose que la conductivité des sols est parfaitement connue, la densité électronique sur le chemin de propagation des ondes peut être reconstruite en minimisant l'écart entre les mesures VLF et les résultats du modèle pour diverses conditions ionosphériques. Toutefois, nous avons démontré l'importance cruciale d'une connaissance approfondie de la conductivité des sols, tant en termes d'amplitude que de résolution spatiale, pour reconstruire avec précision les profils de densité électronique dans la région D. Ceci est particulièrement vrai dans les régions de faible conductivité, comme les hautes latitudes ou les chaînes de montagnes.

Le comportement de la région D peut aussi être modélisé avec divers schémas de chimie. Nous avons développé un code, le Lower Ionosphere — Absorption and Chemistry Modelling (LIR-ACheM) pour modéliser la région D. Puisque ce modèle inclut spécifiquement l'ionisation par les rayons X durs et mous, il est particulièrement adapté à l'étude de la réponse de la région D aux éruptions solaires. LIR-ACheM inclut sept espèces majeures dans la région D, au travers du schéma de Mitra-Rowe, offrant ainsi un compromis entre une représentation correcte de cette région et un coût numérique faible. Le forçage extérieur comprend les EUV et les rayons X. Ce modèle permet d'étudier l'influence de l'angle zénithal solaire, la latitude et longitude, et les variations saisonnières.

Avec LIR-ACheM, nous avons montré que le délai du pic de densité électronique par rapport au pic du flux de rayons X, et son temps de récupération étaient contrôlés par les réactions de détachement à basse altitude et l'ionisation par les rayons X mous à haute altitude. Deux flares M1 similaires se produisant le même jour sont présentés dans une étude de cas. Ils ont un impact différent sur la région D. Nous montrons que ceci est dû aux variations d'angle zénithal solaire, et [NO] à plus haute altitude.

Les ondes VLF sont aussi de bons détecteurs d'éruptions solaires en temps réel. Nous avons développé un nouvel outil, vlf4ions, depuis les données VLF mesurées à Nançay (Sologne, France), avec un récepteur AWESOME. Cet outil permet de détecter les éruptions solaires à partir des changements de pentes de la phase des ondes VLF, et d'estimer le flux de rayons X mous associé en combinant les informations provenant des mesures de phase de plusieurs transmetteurs. Il fonctionne indépendamment des données satellites. Des cartes représentant la densité électronique sur différents chemins de propagation orientés selon les directions nord-sud et est-ouest sont générées chaque minute, et des alertes peuvent être envoyées à divers utilisateurs, comme services de météorologie de l'espace. Ces travaux représentent une avancée vers un service d'alertes plus robuste en cas d'évènements de météorologie de l'espace.

Soutenance de thèse de Paul Huet mardi 29 septembre 2026

Raphael PERALTA — 2026-09-14T15:23:39Z

La soutenance de thèse de Paul Huet aura lieu le mardi 29 septembre à 10h dans l'amphithéâtre Evry Schatzman.

Elle pourra être suivie en direct sur la chaine YouTube du LIRA

Titre de la thèse

Accrétion tardive de gaz issu de disques de débris.

Composition du jury

Sandrine Vinatier (Directrice de recherche, LIRA) : Présidente
Jean-Charles Augereau (Astronome, IPAG) : Rapporteur
Clément Baruteau (Chargé de recherche, IRAP) : Rapporteur
Sean Raymond (Directeur de recherche, LAB) : Examinateur
Héloïse Méheut (Directrice de recherche, Lagrange) : Examinatrice
Benoit Tabone (Chargé de recherche, IAS) : Examinateur
Tristant Guillot (Directeur de recherche, Lagrange) : Examinateur
Quentin Kral (Astronome adjoint, LIRA) : Directeur de la thèse

Résumé

La découverte relativement récente de disques de gaz dits tardifs qui continuent d'exister parfois plusieurs dizaines de millions d'années après la dissipation du disque protoplanétaire bouleverse notre perception de l'évolution des jeunes systèmes stellaires. Pourtant, l'accrétion de ce gaz sur les planètes est encore un phénomène très peu étudié alors que les premières estimations suggèrent une accrétion extrêmement efficace.

Les travaux menés au cours de cette thèse ont eu pour objectif de mieux décrire cette accrétion, que ce soit dans le système solaire ou dans les système extrasolaires. Pour cela deux modèles numériques, un pour le disque de gaz (Diffenix) et un pour les atmosphères ont étés développés.

En particulier, l'étude au sein de système solaire porte sur l'existence d'un disque de CO gazeux secondaire ayant entraîné l'enrichissement des atmosphères d'Uranus et Neptune en carbone. Les travaux de Kral et al. 2024 proposant une nouvelle explication de l'origine de l'eau sur Terre par l'accrétion du gaz d'un disque de vapeur d'eau secondaire au niveau de la ceinture d'astéroïdes ont été étendus aux systèmes extrasolaires dans le but notamment de préparer de futurs observations.

Séparation réussi du module de transfert de la mission BepiColombo

Raphael PERALTA — 2026-09-07T17:12:44Z

Après près de huit années de voyage dans le Système solaire, BepiColombo entame enfin son arrivée autour de Mercure. Une étape majeure a été franchie le 3 septembre 2026 à 15 h 49, avec la séparation réussie du Mercury Transfer Module (MTM) des sondes MPO et Mio. À bord de ces deux orbiteurs, deux instruments conçus au LIRA s'apprêtent à explorer la surface et l'environnement magnétique de la planète la plus proche du Soleil.

BepiColombo, à la conquête des mystères de Mercure

Figure 1 - Image prise par une webcam embarquée sur BepiColombo de la sonde lors d'un survol de la planète.

Crédits : ESA

BepiColombo est une mission spatiale conjointe de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de l'Agence japonaise d'exploration aérospatiale (JAXA), lancée le 19 octobre 2018 depuis le Centre spatial guyanais de Kourou. Son objectif : atteindre Mercure, la plus petite planète du Système solaire et la plus proche du Soleil, pour en percer les mystères après plusieurs décennies d'exploration limitée.

En raison de sa proximité avec le Soleil qui rend toute mission particulièrement complexe à concevoir, Mercure demeure l'une des planètes telluriques les moins étudiées. Seules deux sondes l'ont approchée avant BepiColombo : Mariner 10, qui a réalisé de simples survols en 1974 et 1975, et MESSENGER, qui s'est mise en orbite entre 2011 et 2015 avec toutefois une instrumentation limitée. Or, étudier Mercure permet de mieux comprendre la formation des planètes dites « internes », proches de leur étoile, une catégorie à laquelle appartient également la Terre.

La mission BepiColombo a pour objectif de cartographier à haute résolution toute la surface de la planète, à vérifier la présence de glace d'eau dans les cratères polaires, et à comprendre l'origine de son champ magnétique, une particularité qu'elle partage avec la Terre parmi les planètes telluriques.

Pour atteindre ces objectifs, BepiColombo est composée de deux orbiteurs : la sonde japonaise Mio (Mercury Magnetospheric Orbiter) de la JAXA, équipée de 5 instruments, et MPO (Mercury Planetary Orbiter) de l'ESA, équipée de 11 instruments. L'ensemble est transporté jusqu'à Mercure par le Mercury Transfer Module (MTM), grâce à sa propulsion ionique, utilisée pour la première fois pour un voyage interplanétaire européen, couplée à l'assistance gravitationnelle des planètes lors de nombreux survols, dont Mercure.

Deux instruments du LIRA à la découverte de Mercure

Figure 2 - Vue d'artiste de la séparation du Mercury Transfer Module (MTM) de la mission BepiColombo

Après près de huit années de voyage, 10,2 milliards de km et neuf survols planétaires, dont six de Mercure, le MTM, en avant plan, s'est séparé des deux orbiteurs scientifiques, MPO (ESA) et Mio (JAXA), en arrière plan.

Crédits : ESA

Le LIRA joue un rôle scientifique et technique majeur dans la mission BepiColombo, à travers la conception et la fabrication de deux des instruments sur les seize présents.

Le LIRA a développé VIHI (Visual and Infrared Hyper-spectral Imager), l'une des trois voies de l'instrument SIMBIO-SYS embarqué sur la sonde MPO. Ce spectro-imageur réalisera une cartographie minéralogique complète de la surface de Mercure entre 400 et 2000 nm, avec une résolution spatiale pouvant atteindre 100 m sur certaines zones ciblées. En croisant composition minéralogique et morphologie de surface, ces données permettront de mieux comprendre les processus de différenciation, de chauffage et de vieillissement de surface qui ont façonné la planète tout au long de son histoire.

Le laboratoire a également conçu SORBET, un récepteur radio haute fréquence intégré à l'expérience PWI (Plasma Waves Investigation), embarquée sur le satellite Mio. Opérant entre 2,5 kHz et 10 MHz, cet instrument étudiera pour la première fois en radiofréquences la magnétosphère de Mercure et son interaction avec le vent solaire, en combinant mesures à distance et mesures in situ, une approche qui permettra de caractériser à la fois la structure globale du champ magnétique de la planète et les phénomènes locaux qui s'y produisent.

Dernière étape avant l'arrivée de BepiColombo

Figure 3 - Photographie de l'écran d'affichage lors du colloque Mercury 2026 du direct de l'ESA du signal envoyé par le MTM confirmant sa bonne séparation avec les deux orbiteurs, le 3 septembre 2026 à 15h49.

Crédits : Alain Doressoundiram

Après près de huit années de voyage, une étape majeure de la mission BepiColombo vient d'être franchie : le 3 septembre 2026 à 15 h 49 (cf. Figure 3), le MTM s'est séparé avec succès des deux orbiteurs scientifiques MPO et Mio. Cette opération marque le début de la phase d'arrivée de la mission autour de Mercure, l'une des séquences les plus complexes jamais réalisées par l'Agence spatiale européenne.

MPO et Mio poursuivent désormais leur voyage ensemble, avant d'entamer, en novembre 2026, une série de manœuvres destinées à les placer en orbite autour de Mercure. Cette mise en orbite constitue l'une des phases les plus délicates de la mission : il faudra suffisamment ralentir la sonde pour qu'elle soit capturée par la gravité de Mercure, sans pour autant risquer une collision avec la planète, le tout dans un environnement où l'attraction du Soleil reste extrêmement forte.

Une fois cette étape franchie, MPO et Mio resteront encore assemblés pendant quelques semaines, le temps de stabiliser leur orbite commune. Ils se sépareront à leur tour en décembre 2026 : chacun rejoindra alors son orbite scientifique dédiée, différente en altitude et en inclinaison et adaptée aux mesures qu'il doit réaliser. Cette séparation finale marquera le véritable début de la phase scientifique de la mission, prévue pour une durée nominale d'environ un an.

Soutenance de thèse de Adrien Girardot mardi 29 septembre 2026

Raphael PERALTA — 2026-09-02T16:05:47Z

La soutenance de thèse de Adrien Girardot aura lieu le mardi 29 septembre à 14h dans l'amphithéâtre Evry Schatzman.

Elle pourra être suivie en direct sur la chaine YouTube du LIRA

Titre de la thèse

Développement de spectropolarimètres pour l'ultraviolet proche et lointain : de la conception à la validation expérimentale.

Composition du jury

Antonella Barucci (Astronome, LIRA) : Présidente du jury
Thierry Lépine (Professeur associé, Institut d'Optique) : rapporteur
Frans Snik (!Professeur associé, Leiden University) : rapporteur
Evelyne Alecian (chercheur CNRS, IPAG) : examinatrice
Jean-Claude Bouret (Directeur de recherche CNRS, LAM) : examinateur
Juan Larruquert (Professeur, CSIC) : examinateur
Frank Brachet (CNES) : invité
Coralie Neiner (CNRS Directrice de recherche , LIRA) : superviseur
Jean-Michel Reess (Ingénieur de recherche, LIRA) : co-superviseur

Résumé

La spectropolarimétrie (la mesure de l'intensité et de la polarisation de la lumière en fonction de la longueur d'onde) permet des mesures uniques en astrophysique : elle donne accès, entre autres, aux champs magnétiques stellaires via les effets Zeeman et Hanle, à la géométrie de milieux circumstellaires non résolus via la diffusion, ainsi qu'aux atmosphères d'exoplanètes. Le domaine ultraviolet y est particulièrement précieux, car il concentre les raies de résonance des plasmas chauds fortement ionisés ainsi que la raie Lyman-α ; pourtant, aucun spectropolarimètre large bande n'y est aujourd'hui en opération. Les signatures polarisées recherchées sont faibles (typiquement inférieures à 0,1 % de l'intensité) ce qui impose une exactitude de mesure polarimétrique exigeante, de l'ordre de 10⁻³.

Cette thèse présente le développement de spectropolarimètres ultraviolets, de la conception optique à la validation expérimentale, dans le cadre de trois missions spatiales : le démonstrateur CASSTOR, la proposition SMEX Polstar et le concept d'instrument Pollux pour la future mission flagship de la NASA, Habitable Worlds Observatory (HWO). Ces missions partagent un même principe polarimétrique mais se déclinent en deux approches technologiques différentes dictées par la longueur d'onde.

Dans le proche et le moyen ultraviolet (118-380 nm), où les composants biréfringents transmissifs existent, un formalisme de Stokes-Mueller a été développé pour modéliser, optimiser et tolérancer des polarimètres fondés sur des empilements tournants de fines lames de MgF₂. Je l'ai appliqué aux polarimètres de CASSTOR, Polstar et Pollux. J'ai conçu, assemblé et aligné un banc de test sous vide dédié. Sa première lumière, la première reconstruction d'états de polarisation, ainsi que les premières mesures de polarisation sont rapportées ici.

En dessous de 120 nm, où aucun matériau transmissif et biréfringent n'existe, une architecture entièrement réflective s'impose. J'ai adapté le même formalisme de Stokes-Mueller pour permettre le développement du polarimètre FUV de Pollux (un modulateur à K-miroir tournant suivi d'un miroir analyseur). J'ai également adapté le banc de test à ce domaine, et un premier analyseur FUV a été fabriqué en collaboration avec une équipe madrilène.

Ces développements augmentent la maturité de la polarimétrie UV et alimentent directement la conception des spectropolarimètres de Pollux pour la future mission spatiale HWO.

L'étoile la plus rapide de la Voie lactée orbite si près de notre trou noir supermassif qu'elle en ressent la rotation

Raphael PERALTA — 2026-08-31T15:47:06Z

Grâce aux performances de GRAVITY+ et à de nouvelles méthodes d'analyse développées notamment au LIRA, une équipe internationale a découvert S301, une étoile qui frôle le trou noir supermassif au cœur de notre Galaxie à près de 25 000 km/s, s'en approchant à une distance comparable à celle qui sépare le Soleil de Saturne. Cette étoile de tous les records offre désormais un laboratoire unique pour tester la relativité générale et ouvre la voie à la première mesure de la rotation de Sagittarius A*.

GRAVITY+ repousse les limites et révèle une étoile record

Figure 1 - Illustration de la position des étoiles en orbite autour du trou noir supermassif Sagittarius A*, mesurée avec l'instrument GRAVITY+ de l'ESO.

Ces observations révèlent le ballet effréné des étoiles soumises à l'immense influence gravitationnelle du trou noir, dont la masse est évaluée à 4,3 millions de fois celle du Soleil. Parmi elles, S301 atteint la vitesse record de 25 000 km/s, soit 8 % de la vitesse de la lumière, sur une orbite très elliptique qui l'amène, au plus près, à seulement 12 unités astronomiques du trou noir — à peu près la distance séparant le Soleil de Saturne.

Crédit : ESO/Collaboration GRAVITY

Depuis de nombreuses années, un programme d'observation systématique, auquel participe l'équipe du LIRA, vise à cartographier avec une précision toujours croissante les environs de Sagittarius A* (Sgr A*), le trou noir supermassif de 4,3 millions de masses solaires situé au centre de notre Galaxie. Le LIRA a notamment contribué à la conception de GRAVITY, qui combine la lumière des quatre télescopes géants du Very Large Telescope (VLT) de l'ESO, au Chili. L'instrument a permis d'observer avec une précision inédite le ballet effréné des étoiles autour de Sgr A*. Parmi elles, S29 détenait jusqu'alors le record de vitesse, atteignant près de 8 740 km/s, soit 3 % de la vitesse de la lumière, lors de son passage au plus près du trou noir. À titre de comparaison, la Terre orbite autour du Soleil à seulement 29,8 km/s.

A mesure que les techniques d'observation progressent, les astronomes parviennent à distinguer des étoiles toujours plus faibles et plus proches du trou noir. GRAVITY évolue ainsi pour devenir GRAVITY+, une version considérablement améliorée à laquelle le LIRA contribue activement. De nouveaux systèmes d'optique adaptative, des étoiles guides laser et de nouvelles méthodes d'analyse des données permettent de repousser encore les limites de l'instrument. C'est ainsi qu'au printemps 2023 est apparue une étoile jusque-là invisible : S301 (cf. Figure 1). En suivant son orbite, les scientifiques ont découvert qu'elle pulvérise le précédent record de S29, atteignant 25 000 km/s, près de trois fois plus vite. Une découverte qui illustre directement comment l'amélioration continue des techniques d'observation permet de révéler des astres jusqu'alors hors de notre portée.

Et S301 cumule les records. Elle effectue une révolution autour du trou noir en seulement 8,7 ans, sur une orbite très elliptique qui l'amène, au plus près, à seulement 12 unités astronomiques de Sgr A* — à peu près la distance séparant le Soleil de Saturne. Elle devient ainsi l'étoile connue à la période orbitale la plus courte et à l'orbite la plus serrée autour du centre galactique, passant dix fois plus près du trou noir que la meilleure étoile connue jusque-là. Un exploit d'autant plus remarquable que S301 brille deux milliards de fois moins que Bételgeuse, au milieu d'une région où les sources lumineuses se confondent presque. Extraire son signal revient à entendre le bourdonnement d'une mouche au milieu d'un orchestre symphonique ! Elle a pourtant pu être distinguée de ses voisines à quelques millisecondes d'angle seulement : une précision qui permettrait, depuis la Terre, de distinguer sur la Lune un objet de la taille du module lunaire des missions Apollo.

« La découverte de S301 n'est pas un hasard. Il s'agit du fruit d'un travail de longue haleine », dit Thibaut Paumard, co-investigateur du projet GRAVITY+ et directeur adjoint du LIRA, « avec le développement de plusieurs systèmes d'optique adaptative dès les années 1990, l'instrument GRAVITY arrivé sur le ciel en 2017 après plus de dix ans de développement, puis sa mise à jour GRAVITY+ en 2024 et bientôt MICADO, également en cours de développement depuis plusieurs années. En parallèle, nous développons également les outils numériques qui permettent de confronter les données d'observation aux prédictions théoriques, par exemple le logiciel de calcul de trajectoires et d'effets de lentille gravitationnelle Gyoto. »

S301 ouvre la voie à la première mesure de la rotation d'un trou noir

Figure 2 - Schéma représentant les deux effets de la relativité générale liées à la masse considérable du trou noir Sagittaire A*.

La précession de Schwarzschild est présente quel que soit le trou noir, tandis que celle de Lense-Thirring est uniquement présente pour un trou noir en rotation. Les angles sont très exagérés sur le schéma. Si Sagittaire A* est en rotation rapide, la précession de Lense-Thirring de la nouvelle étoile S301 pourrait être du même ordre que la précession de Schwarzschild de l'étoile S2, mesurée en 2018 par GRAVITY, ouvrant ainsi la voie à la mesure directe de la rotation du trou noir.

Crédits : Karim Abd El Dayem (ancien doctorant du LIRA, co-auteur de l'article)

Suivre une étoile aussi proche de Sagittarius A* constitue un véritable défi technique, mais aussi une occasion unique de tester la relativité générale dans l'un des environnements gravitationnels les plus extrêmes de notre Galaxie. Pour déterminer l'orbite de S301, les scientifiques ont analysé plusieurs années d'observations afin de suivre précisément sa position. Sa proximité avec le trou noir change considérablement la donne :

« Sans cette étoile, il faudrait mesurer l'orbite des autres étoiles pendant encore plusieurs décennies pour espérer détecter un effet dû à la rotation de Sagittarius A* », explique Juan Osorno, post-doctorant au LIRA.

Car autour d'un trou noir, les lois de Newton ne suffisent plus. L'orbite de S301 s'écarte progressivement de l'ellipse qu'elles prédisent, révélant les effets de la relativité générale (cf. Figure 2). Le premier, la précession de Schwarzschild, est provoqué par la courbure de l'espace-temps sous l'effet de la masse du trou noir : à chaque révolution, le point où l'étoile passe au plus près de Sgr A* se décale légèrement, dessinant peu à peu une sorte de rosette. Cet effet a déjà été observé avec l'étoile S2. Mais en s'aventurant beaucoup plus près du trou noir, S301 devient sensible à un second phénomène, bien plus subtil : la précession de Lense-Thirring, provoquée cette fois par la rotation — ou spin — du trou noir (cf. Figure 3).

« Ce que je trouve particulièrement fascinant avec S301, c'est qu'elle nous donne enfin une chance d'observer directement un effet lié à la rotation d'un trou noir. Un trou noir en rotation ne se contente pas de déformer l'espace et le temps autour de lui : il les entraîne littéralement dans sa rotation. Cet effet, appelé précession de Lense-Thirring, est extrêmement faible et n'a encore jamais été mesuré autour d'un trou noir. S301 passe suffisamment près de Sagittarius A* pour que cette infime déformation de l'espace-temps puisse laisser une trace mesurable dans son orbite. En continuant à suivre cette étoile au cours des prochaines années, nous pourrions donc utiliser son mouvement comme un instrument pour mesurer la rotation du trou noir au centre de notre Galaxie, explique Abd El Dayem Karim, ancien doctorant du LIRA. »

S301, un nouveau laboratoire de la relativité générale

Figure 3 – Illustration de l'effet Lense-Thirring, conséquence de la rotation d'un trou noir, sur l'orbite de S301.

La proximité exceptionnelle de S301 avec le trou noir pourrait révéler l'effet Lense-Thirring : en tournant, le trou noir entraîne l'espace-temps autour de lui et modifie très légèrement l'orbite de l'étoile. Cette infime déviation, de l'ordre de la taille de l'orbite terrestre autour du Soleil, serait néanmoins suffisamment importante pour être mesurée à l'aide du VLTI et de l'Extremely Large Telescope (ELT) de l'ESO, actuellement en construction. À terme, cette mesure permettrait de déterminer la rotation de Sagittarius A*.

Crédits : ESO/Collaboration GRAVITY/M. Kornmesser/L. Calçada

Contrairement au gaz chaud observé autour d'autres trous noirs, comme celui de M87 imagé par l'Event Horizon Telescope, S301 offre un avantage précieux : son mouvement peut être suivi directement. En combinant les mesures extrêmement précises de sa position obtenues avec GRAVITY+ et celles de sa vitesse radiale réalisées avec MICADO, futur instrument de l'Extremely Large Telescope (ELT) de l'ESO, les scientifiques pourront reconstruire son mouvement en trois dimensions et ainsi mesurer directement la rotation de Sgr A*.

Mais pour y parvenir, il faudra démêler plusieurs effets susceptibles de perturber son orbite.

« L'effet produit par le spin sur le mouvement de l'étoile S301 est similaire à celui engendré par la présence d'un disque — c'est-à-dire une distribution aplatie — de matière non lumineuse susceptible de résider autour du trou noir supermassif Sgr A*. Il faudra donc déterminer les deux effets en même temps, ce qui ouvre la possibilité de mieux comprendre l'environnement entourant Sgr A* en mesurant la masse non lumineuse qui l'entoure », explique Arianna Foschi, post-doctorante au LIRA. »

La difficulté devient ainsi une opportunité : S301 pourrait à la fois révéler la rotation du trou noir et sonder la matière invisible qui l'entoure.

À plus long terme, l'ambition est d'aller encore plus loin en mettant à l'épreuve la métrique de Kerr, qui décrit l'espace-temps autour d'un trou noir en rotation.

« La relativité générale prédit qu'un trou noir est complètement décrit par uniquement deux paramètres : sa masse et son spin », explique Frédéric Vincent, chargé de recherche au LIRA. « Ce résultat fondamental est appelé théorème d'absence de chevelure (la “chevelure” symbolisant la complexité absente de l'objet trou noir). L'étoile S301 va nous permettre de déterminer si le trou noir est déformé par sa rotation, à la manière de l'aplatissement de la Terre dû à sa rotation. Cette déformation, si elle existe, doit s'exprimer en fonction des deux paramètres de masse et de spin, d'après le théorème d'absence de chevelure. Vérifier cette prédiction de la relativité générale constituerait un test majeur de notre compréhension de la gravitation dans son régime le plus extrême. »

Et les perspectives dépassent déjà S301 et le centre de notre Galaxie.

Ce nouveau résultat obtenu avec GRAVITY sur notre centre galactique montre la puissance de la technique interférométrique à longue base qui atteint sa pleine maturité avec l'instrument sur le VLTI », souligne Guy Perrin, astronome à l'Observatoire de Paris et co-investigateur du projet GRAVITY. « Dans sa version GRAVITY+, GRAVITY va pouvoir élargir le champ des possibles et s'intéresser à un très grand nombre de trous noirs supermassifs. Il ouvre aussi de nouveaux horizons pour de futurs instruments à bien plus longue base dont le pouvoir de résolution sera encore plus important avec le potentiel d'atteindre des échelles aujourd'hui inaccessibles, comme l'a fait GRAVITY il y a plus de vingt ans.

Mathias Nowak est lauréat des PSL Young Researcher Starting Grants 2026

Raphael PERALTA — 2026-08-28T13:49:58Z

Mathias Nowak a été sélectionné dans le cadre de l'édition 2026 des PSL Young Researcher Starting Grants, un dispositif destiné à accompagner les jeunes scientifiques à un moment clé de leur carrière : le lancement de leur propre programme de recherche. Grâce à ce financement, ils pourront recruter de jeunes talents, développer des approches scientifiques inédites et renforcer leur indépendance au sein des laboratoires de l'université.

Pour ces jeunes chercheuses et chercheurs, cette bourse représente souvent un véritable accélérateur : elle leur donne les moyens de constituer une équipe, d'explorer des pistes de recherche ambitieuses et de poser les bases d'un projet scientifique de long terme.

Mathias Nowak

Chargé de recherche CNRS au Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (LIRA) de l'Observatoire de Paris – PSL, Mathias Nowak développe de nouvelles techniques d'observation des exoplanètes. Son projet vise à repousser les limites de l'instrument GRAVITY, installé sur le Very Large Telescope (VLT), pour observer des planètes toujours plus proches de leur étoile et mieux mesurer leurs propriétés. Ces avancées permettront de caractériser une nouvelle génération d'exoplanètes détectées par la mission spatiale Gaia et d'apporter de nouveaux éléments pour comprendre la formation et l'évolution des planètes géantes.

Même si vous découvrez l'appel tardivement, rien n'est perdu : il faut tenter sa chance.

Première observation de la rotation d'un disque protoplanétaire

Raphael PERALTA — 2026-07-27T10:54:24Z

Comment observer la naissance d'une planète ? Autour de la jeune étoile AB Aurigae, située à environ 530 années-lumière de la Terre, un vaste disque de gaz et de poussières présente des bras spiraux, plusieurs structures compactes et d'autres indices laissant penser que des planètes sont en train de s'y former. Grâce à sa luminosité et à l'étendue de son disque, AB Aurigae constitue un laboratoire exceptionnel pour étudier les premières étapes de la formation planétaire. En combinant trois campagnes d'observations réalisées entre 2019 et 2023 avec l'instrument SPHERE du Very Large Telescope de l'ESO, une équipe internationale dirigée par le LIRA est parvenue à suivre, pour la première fois, la rotation d'un disque protoplanétaire sur près de quatre ans. L'étude met en évidence de nouveaux indices en faveur d'une formation planétaire active et particulièrement complexe, avec plusieurs candidates protoplanètes susceptibles de façonner simultanément le disque.

À la recherche de protoplanètes au cœur du disque d'AB Aurigae

Figure 1. Image du disque de gaz et de poussières entourant la jeune étoile AB Aurigae, obtenue dans le proche infrarouge (bande H) avec l'instrument SPHERE installé sur le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO.

L'image a été traitée afin de mettre en évidence les principales structures du disque : les quatre candidats protoplanétaires (f1, f2, f3 et AB Aur b), les bras spiraux ainsi que le disque interne. La lumière de l'étoile a été occultée par un coronographe afin de révéler les structures les plus faibles du disque. Sa position est indiquée par une croix jaune.

Crédit : ESO / A. Boccaletti et al. (2026)

Bien que des milliers d'exoplanètes soient aujourd'hui connues, leur formation reste difficile à observer, car les jeunes planètes émettent peu de lumière et demeurent enfouies dans leur environnement. Elles se formeraient durant les premiers millions d'années de la vie des systèmes planétaires, au sein de vastes disques protoplanétaires constitués de gaz et de poussières. AB Aurigae est une étoile très jeune entourée d'un tel disque, dans lequel de nombreux indices suggèrent qu'un processus de formation planétaire est en cours. Grâce à sa luminosité et à l'étendue de son disque, AB Aurigae constitue un laboratoire idéal pour étudier les conditions dans lesquelles les planètes commencent à se former autour des étoiles de masse intermédiaire.

En 2017, ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) observe AB Aurigae dans le domaine submillimétrique afin de cartographier les grosses poussières et le gaz froid du disque. Les observations révèlent deux vastes spirales de gaz à moins de 100 unités astronomiques de l'étoile ainsi qu'une cavité au centre du disque. Les modèles suggèrent que ces bras spiraux pourraient être engendrés par un compagnon invisible situé entre 60 et 80 UA, dont l'influence gravitationnelle perturbe le gaz et produit des ondes comparables au sillage d'un bateau. Ils indiquent également que la grande cavité observée au centre du disque pourrait être expliquée par un second compagnon situé vers 30 UA, soit approximativement la distance de Neptune au Soleil.

En 2019 et 2020, une équipe internationale menée par le LIRA observe ces spirales avec l'instrument SPHERE du Very Large Telescope (ESO), pour lequel le laboratoire est fortement impliqué. En imageant, dans le proche infrarouge, la lumière de l'étoile diffusée par les poussières, SPHERE confirme l'existence des deux bras spiraux et révèle surtout une torsion à leur jonction, à la position correspondant à la structure f1 (cf. Figure 1). Cette structure, qui relie un bras spiral dirigé vers l'intérieur et un autre vers l'extérieur, est compatible avec les modèles de formation planétaire et constitue un nouvel indice fort en faveur de l'existence d'une protoplanète. Celle-ci demeure toutefois invisible et sa masse reste difficile à déterminer.

En 2021, une équipe américaine utilise le télescope spatial Hubble et le télescope Subaru (Hawaï) pour observer le disque dans le domaine visible et imager la raie d'émission de l'hydrogène (Hα), caractéristique du gaz très chaud entourant une planète en cours de formation. Les observations révèlent un point lumineux compatible avec une protoplanète de type Jupiter située à environ 93 unités astronomiques de l'étoile. Nommée AB Aur b, cette source est difficilement détectable dans les images de SPHERE (cf. Figure 1). Cette interprétation est toutefois contestée par d'autres équipes, qui estiment que ce signal pourrait n'être qu'un simple reflet de l'émission stellaire.

Enfin, les données astrométriques du satellite Gaia pourraient également suggérer la présence d'un compagnon stellaire plutôt que d'une protoplanète. Cette hypothèse demeure cependant très incertaine, les mesures étant fortement perturbées par l'environnement riche en gaz et en poussières qui entoure encore cette jeune étoile, dont une partie de la matière est accrétée à sa surface et y crée des zones de surbrillance.

L'étau se resserre autour de la piste des protoplanètes

Figure 2. Premier suivi temporel (« timelapse ») de la rotation d'un disque protoplanétaire, réalisé avec l'instrument SPHERE du Very Large Telescope (VLT) de l'ESO sur une période de près de quatre ans.

La résolution exceptionnelle de SPHERE permet de suivre l'évolution de nombreuses structures du disque, notamment des torsions susceptibles de trahir la présence de planètes en formation. Ces structures apparaissent plus nettement dans la partie droite de la vidéo, où un traitement d'image renforce leur contraste. Les images révèlent également de fines ombres radiales, projetées par des structures opaques situées dans les régions internes du disque (voir Figure 3).

Crédit : ESO / A. Boccaletti et al. (2026)

Afin de mieux comprendre l'origine de ces structures, l'équipe internationale menée par le LIRA poursuit l'imagerie d'AB Aurigae avec l'instrument SPHERE du Very Large Telescope. Les nouvelles observations complètent les précédentes, portant à trois le nombre total d'observations réalisées entre 2019 et 2023. Cette série homogène permet, pour la première fois, de suivre la rotation d'un disque protoplanétaire sur près de quatre ans et d'observer l'évolution de ses différentes structures avec une précision inédite (cf. Figure 2). Ce suivi a permis de mettre en évidence plusieurs résultats inédits.

Tout d'abord, les scientifiques ont étudié la rotation du disque autour de l'étoile et ont constaté que la région interne ne tourne pas comme le prédisent les modèles actuels. Les auteurs suggèrent que ce comportement pourrait s'expliquer par l'interaction de plusieurs protoplanètes évoluant sur des orbites elliptiques inclinées par rapport au plan du disque.

Le deuxième résultat concerne les trois structures compactes brillantes (f1, f2 et f3), candidates à des protoplanètes (cf. Figure 1). L'étude montre que leurs trajectoires sont inclinées de plusieurs dizaines de degrés par rapport au plan du disque, un comportement compatible avec des objets en formation. Toutefois, les observations ne permettent pas encore de déterminer s'il s'agit de véritables protoplanètes ou de simples concentrations de gaz et de poussières. Quant à la candidate AB Aur b, l'observation dans la raie Hα ne confirme pas l'émission attendue, remettant en question son interprétation initiale.

Enfin, les images ont révélé sept fines ombres radiales balayant rapidement la surface du disque (cf. Figures 2 et 3). Comme les ombres projetées par des nuages au coucher du Soleil, elles trahissent la présence de structures opaques, trop petites pour être directement imagées. En suivant leur déplacement d'une observation à l'autre, il est toutefois possible d'en estimer la position, certaines étant cohérentes avec des structures telles que f1 (cf. Figure 3). Ces ombres pourraient être produites par des protoplanètes, mais aussi par des amas opaques de poussières, sans qu'il soit encore possible de trancher.

La quête continue

Figure 3 : Images obtenues avec SPHERE montrant l'évolution des ombres radiales (indiquées par les flèches), projetées par des structures opaques situées dans les régions internes du disque. Ces structures pourraient correspondre à des protoplanètes en formation ou à des concentrations particulièrement denses de gaz et de poussières.

L'image de droite a été traitée afin de mettre en évidence les principales structures du disque, notamment les bras spiraux, les torsions et les ombres radiales.

Crédit : ESO / A. Boccaletti et al. (2026)

L'ensemble des résultats obtenus dans cette dernière étude dessine un scénario plus complexe que celui envisagé jusqu'à présent : plutôt qu'une unique planète sculptant le disque, plusieurs objets en formation pourraient interagir simultanément avec le gaz et les poussières.

La recherche de protoplanètes autour d'AB Aurigae se poursuit. Pour aller plus loin, l'équipe scientifique a d'ores et déjà obtenu deux nuits d'observation sur chacun des deux plus grands télescopes optiques de l'hémisphère Nord : le télescope Keck et le télescope Subaru, tous deux situés à Hawaï. Ces nouvelles observations, réalisées dans le proche infrarouge avec Keck (bande L) et dans le visible ainsi que le proche infrarouge avec Subaru, devraient permettre de mieux contraindre les différentes hypothèses et, peut-être, de lever enfin le voile sur les mystérieuses structures qui entourent AB Aurigae.

Hommage à Annie Baglin

Raphael PERALTA — 2026-06-30T10:28:05Z

C'est avec une grande tristesse que nous apprenons le décès d'Annie Baglin.

Annie a débuté sa carrière en astrophysique par une thèse sur l'évolution des étoiles dégénérées chaudes dirigée par Evry Schatzman et soutenue en 1967 à l'Institut d'Astrophysique de Paris.
Entrée au CNRS en 1968, elle passe de l'IAP à l'Observatoire de Nice l'année suivante. Là, pendant près de vingt ans, elle a continué ses travaux théoriques explorant la structure interne des étoiles.
Pendant cette période, elle s'intéresse au développement des codes d'évolution stellaire, intérêt qui l'a conduite dans les années 80 à promouvoir le développement du code français CESAM au sein du GdR 131 Structure Interne. Elle a également à cette époque initié les écoles de structure interne, écoles d'automne qui ont perduré sous la forme actuelle des Ecoles Evry Schatzman du PNPS.
Très vite, elle a perçu les pulsations stellaires comme une source d'information prometteuse pour l'étude de la structure interne des étoiles. Elle a alors encadré plusieurs thèses dans ce sens et collaboré à des projets d'observation des pulsations stellaires au sol. Elle s'est également rapprochée de l'équipe du DESPA à l'Observatoire de Paris, qui défendait le besoin d'observations depuis l'espace.

Dans les années 80, elle s'enthousiasme également pour la mission spatiale Hipparcos de l'ESA, première mission spatiale d'astrométrie au monde et elle participe à l'élaboration de son catalogue d'entrée sous la houlette de Catherine Turon.
En 1988, elle rejoint l'Observatoire de Paris à la tête de l'équipe structure interne du DASGAL et remplace Françoise Praderie pour porter le projet EVRIS, expérience de sismologie stellaire programmée pour observer pendant le trajet à bord de la sonde russe MARS96 destinée à l'exploration martienne.

En 1996, EVRIS est lancé...et aussitôt perdu, mais Annie remotive la communauté autour de CoRoT, nouveau projet spatial de sismologie stellaire. Sous sa houlette et après avoir franchi de nombreux obstacles, CoRoT voit son programme s'enrichir pour devenir la première mission spatiale de recherche d'exoplanètes par transits impliquant désormais non seulement l'Observatoire de Paris, mais aussi le LAM à Marseille, l'Observatoire de Toulouse, l'Observatoire de Nice et plus de vingt instituts d'Europe et du Brésil. CoRoT est finalement acceptée et lancée en 2006 avec le succès qu'on lui connaît.

Annie a ainsi été un pilier majeur du développement de la sismologie stellaire à l'Observatoire de Paris, au DASGAL, puis au DESPA et au LESIA. La mission CoRoT, qu'elle a portée au niveau international, a été une réalisation majeure du CNES et des agences internationales partenaires. C'est CoRoT, lancé en 2006, qui, sous la conduite d'Annie Baglin, a véritablement constitué le point de départ de la sismologie stellaire spatiale et de la recherche d'exoplanètes par transits depuis l'espace. En défendant (bec et ongles !) puis en dirigeant le projet CoRoT, Annie a contribué à développer et structurer une communauté nombreuse et dynamique fortement ancrée en Europe.

Jusqu'en 2018, après son départ en retraite et son éméritat, Annie a travaillé à valoriser l'héritage de CoRoT et à préparer le futur.
L'héritage d'Annie se retrouve aujourd'hui dans la mission PLATO dans laquelle la communauté française et le LIRA sont moteurs, notamment dans l'apport majeur que le code public de structure interne et d'évolution stellaires Cesam2k20 est aujourd'hui pour la mission.
Au-delà de ses propres recherches, Annie a également joué un grand rôle dans la gestion et le pilotage de l'astrophysique en France : directrice du laboratoire DASGAL à l'Observatoire de Paris, membre de la Section 14 du CNRS, vice-présidente du Conseil Scientifique de l'Observatoire de Paris. Et dans toutes ses activités, Annie a aussi toujours eu à cœur de soutenir et encourager les jeunes femmes dans la voie de la recherche.

Toutes celles et tous ceux qui l'ont côtoyée dans ses nombreuses et diverses activités, professionnelles ou extra-professionnelles, se souviendront avec émotion de son enthousiasme, son énergie et de ses immenses qualités humaines. Nous sommes très nombreux à nous sentir privilégiés de l'avoir eue comme collègue et comme amie, et à avoir bénéficié, à un moment ou un autre de notre carrière, de son soutien et de son exemple.

Nous souhaitons témoigner notre sympathie à sa famille, à Jérôme son fils, à ses petits-enfants, à son frère Gérard.