Actions Nationales pour l’Observation

CONCERTO est un nouveau spectromètre sub-millimétrique/millimétrique.
Il est constitué d’un plan focal basé sur des détecteurs à inductance cinétique (KIDs) refroidi à 150 mK, et d’un interféromètre de type Martin-Puplett, permettant d’obtenir un spectre complet pour des fréquences allant de 125 à 305 GHz. Avec les KIDS et leur constante de temps très faible (<0,1 msec), un interféromètre de Martin-Puplett très rapide peut être déployé pour la première fois. Il est prévu d’installer l’instrument sur le télescope APEX, au Chili, au premier semestre 2021. Avec un champ de vue de 15-20’ de diamètre, une résolution en fréquence de 1,5 GHz, et une large couverture spectrale, CONCERTO permettra de réaliser de grands relevés du ciel en 3D. De par ses capacités instrumentales, CONCERTO ouvrira de nouvelles voies d’études dans des domaines variés de l’Astrophysique, du milieu interstellaire de notre Galaxie aux amas de galaxies, en passant par les galaxies proches et lointaines. Notre but est donc d’offrir CONCERTO à la communauté, via les demandes de temps ESO. Dans ce cadre, nous nous engageons également à délivrer le pipeline de réduction et de traitement des données.
Notre collaboration conçoit, exerce la maîtrise d’œuvre, réalise et assurera la mise en service de l’instrument CONCERTO sur le télescope APEX.

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. Euclid a été sélectionné par l’ESA en Octobre 2011 comme la mission M2 du programme Cosmic Vision. Le lancement est prévu depuis Kourou fin 2022. 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, et à un très 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.

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 à partir 2022 (3 ans de durée de vie nominale, plus au moins 2 ans d’extension), 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) apportera 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 est désormais en phase D (livraison des instruments et intégration dans le satellite) et son lancement est désormais fixé à juin 2022. 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 débutera en 2021. 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 septembre 2024 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 juillet 2029. La sonde arrivera dans le système de Mars en août 2025. 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.

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).

La mission CHaracterising ExOPlanets Satellite (CHEOPS) est la seule mission pré-sélectionnée (19 octobre 2012) par l’ESA en réponse à l’appel à petite mission dans le cadre de Cosmic Vision, avec un tir prévu fin 2017. CHEOPS est une mission de suivi, définie pour détecter et caractériser des planètes de petite taille autour d’étoiles brillantes, par la méthode des transits. Le LAM contribue au Scientific Operation Center (SOC) de CHEOPS. Le SOC sera installé et opéré à Genève, et le LAM est responsable de la fourniture du logiciel de réduction des données. Ce logiciel a pour but de fournir des courbes de lumière calibrées et prêtes pour les analyses scientifiques à partir des images brutes fournies par l’instrument.

Le James Webb Space Telescope (JWST) est développé par l’Administration Nationale de l’Aéronautique et de l’eSpace (NASA), l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et l’Agence Spatiale Canadienne (CSA). Son lancement est prévu en 2021, et la mission durera au minimum cinq ans, avec un objectif de dix ans. Le JWST est doté d’un miroir primaire de 6.5 m de diamètre, et de quatre instruments : NIRCam, une caméra en infrarouge proche (0.6 - 5 μm) ; NIRSpec, un spectrographe multi-objets en infrarouge proche (0.6 - 5 μm) ; MIRI, une caméra et un spectrographe en infrarouge moyen (5 - 28 μm) ; et NIRISS, une caméra et un spectrographe sans fente en infrarouge proche (0.6 - 5 μm). Le temps d’observation sera partagé entre temps garanti et temps ouvert. Le temps ouvert fera l’objet d’appels annuels à propositions et il comprendra des programmes-clés. Les instruments ont été conçus pour répondre notamment à des questions majeures dans les domaines de la cosmologie et de l’évolution des galaxies. De par ses performances exceptionnelles (comme de la spectroscopie à la magnitude >30), cet observatoire spatial va avoir un impact considérable sur (1) la première génération d’étoiles dans les galaxies primordiales, (2) l’assemblage des galaxies au cours de leur évolution. La communauté française, qui participe aux programmes de temps garanti via l’ESA (dont la part est de 15 %), participera aux relevés extragalactiques profonds en temps ouvert, autour desquels elle se fédère au travers d’une Action Nationale d’Observation (ANO).

Trois Observatoires des Sciences de l’Univers (OSU) composent cette ANO et proposent chacun, de manière concertée et avec ses expertises propres, des tâches de service pour la communauté française. L’Institut Pythéas est l’OSU coordinateur de l’ANO (avec la responsabilité nationale au LAM-UMR7326), et les deux OSU partenaires ; l’Observatoire de Lyon (OSUL, CRAL-UMR5574) et l’Institut d’Astrophysique de Paris (IAP-UMR7095). Ce service regroupe les OSU acteurs français dans JWST, avec une contribution importante au développement des instruments et des outils logiciels.

Le service dédié à cette ANO a pour objet tous les volets techniques de la préparation, la mise en œuvre, l’exploitation et le suivi des relevés profonds. Il s’agira de regrouper de manière exhaustive les informations de l’ensemble des champs profonds avec les stratégies d’observation adoptées et les biais de sélection, d’organiser le suivi avec d’autres instruments, de générer des catalogues de paramètres physiques avec leurs incertitudes. De manière coordonnée, régulière et standardisée, le service mettra rapidement à disposition de la communauté l’ensemble des données simulées et observées, outils, biais d’analyse et catalogues à valeur ajoutée, qui sont utilisés et produits par les tâches de services effectuées dans chaque OSU. Les délivrables de l’ANO4 seront accompagnés d’une documentation détaillée et diffusés via les bases de données nationales (CDS, CeSAM/ASPIC).

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. Euclid a été sélectionné par l’ESA en Octobre 2011 comme la mission M2 du programme Cosmic Vision. Le lancement est prévu depuis Kourou fin 2022. 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, et à un très 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.

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.

Archive of Spectrophotometry Publicly available In Cesam (ASPIC) 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 (e.g. GAMA, zCOSMOS, VIPERS, ..etc...). 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 (y compris à travers la réalisation de l’outil de mesure AMAZED), du pipeline de validation, et de la production des spectres 1D.

La partie la plus visible de la valeur ajoutée tient dans les paramètres physiques qui peuvent être déduits des données disponibles au moyen des outils du service GAZPAR (e.g. redshifts, masses stellaire, taux de formation d’étoiles : voir ci-dessus), ou extérieurs et publics (comme slinefit, C. Schreiber et al.). 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)
Ces deux points sont également fournis en sortie du service ASPIC à travers la photométrie standardisée au format des outils GAZPAR et peut permettre à tout utilisateur ASPIC d’y appliquer ses outils personnels.
Résumé du fonctionnement :

ASPIC propose, après avis du comité de pilotage du service mis en place, à tout programme spectro-photométrique similaire, même de plus petite ampleur, de pouvoir produire et mettre à disposition de la valeur ajoutée. Cette valeur ajoutée scientifique sera produite via l’accés à des outils spécifiques, par un service d’observation associé (GAZPAR).
Un des aspects majeurs du service ASPIC est également la mise au format automatique des catalogues d’entrée pour utilisation directe par le SNO GAZPAR, de façon transparente pour l’utilisateur.
La mise à disposition finale se fait à travers un environnement dédié (ANIS) avec de hauts niveaux de service. 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.

Le service GAlaxy photometric redshifts (Z) and physical PARameters (GAZPAR) propose de produire les redshifts photométriques et les paramètres physiques de galaxies à partir de catalogues photométriques multi-longueurs d’onde fournis par l’utilisateur. Ce service repose actuellement sur plusieurs logiciels publics, "Cigale", "Le Phare" et "Beagle". "Hyperz" est en cours d’intégration au service. Ces codes utilisent des techniques d’ajustement de Distribution d’Energie Spectrale (SED) exploitant les données disponibles de l’ultraviolet à l’infrarouge lointain et en modélisant la SED des différents composants d’une galaxie (étoiles, gaz, AGN, poussières). Pour chaque objet d’un catalogue le service propose la détermination du 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 distributions de probabilité associées sont également fournies, ainsi que les fichiers de configuration utilisés et les résultats de nombreux tests de qualité. Via le CeSAM, une interface web permet aux utilisateurs de déposer leurs catalogues, et un soutien personnalisé est offert aux utilisateurs qui souhaitent faire leurs propres mesures. Le service prévoit de se développer en ajoutant la possibilité d’inclure et de traiter des informations spectroscopiques.

L3S (OSU partenaire) 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 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. Une description plus détaillée du projet FRIPON est accessible ici.