Esters

L'astéroïde 2024 YR4 défraye la chronique !

Thuillot William — 2025-02-14T15:28:04Z

Un astéroïde menace-t-il la Terre ? L'astéroïde géocroiseur 2024 YR4 fait la une des médias en raison d'un risque potentiel de collision avec notre planète en 2032. Sa probabilité d'impact initialement de 1,2% fin janvier est désormais estimée à 2,3%. Cet événement rarissime a déclenché une mobilisation immédiate des instances internationales de défense planétaire. Face à cette incertitude, l'UNCOPUOS (Comité des utilisations pacifiques de l'espace extra-atmosphérique de l'ONU) a déclenché une alerte auprès réseau IAWN (International Asteroid Warning Network), appelant à une surveillance accrue de l'objet. Mais un défi majeur se pose : 2024 YR4 s'éloigne et ne repassera à portée d'observation qu'en 2028, laissant planer le doute pour plusieurs années. Pour la première fois depuis la création de cette instance, une telle alerte est diffusée en toute transparence, soulignant l'importance de la coopération scientifique face aux menaces spatiales.

Affiner l'orbite : une question d'observations

Actuellement, les astronomes découvrent plus de 3000 astéroïdes géocroiseurs par an. Suite à leur découverte, des observations permettent de calculer leur orbite (notamment dans les services CNEOS de la NASA et NEOCC à l'ESA), et, comme pour toute mesure physique, l'incertitude sur cette détermination d'orbite. La propagation de l'orbite dans le futur permet alors de voir si le corps est potentiellement sur une trajectoire d'impact. Ainsi certains objets sont régulièrement placés sur une "risk-list" (il y en a actuellement 1700 sur le site de l'ESA), regroupant les objets montrant une plus grande probabilité d'impact et nécessitant des observations supplémentaires en priorité. Par exemple, si la probabilité de collision (IP pour impact probability) est de IP=1%, c'est qu'il y a 99% que l'orbite réelle passe à côté de la Terre, sans aucun danger. En poursuivant le suivi de l'astéroïde et en accumulant d'autres observations, cette incertitude sur sa position future évolue.
D'une manière générale, la probabilité de collision descend alors en dessous du seuil initial, pour atteindre IP=0 (voir l'animation de l'ESA).
Dit autrement : au final, 100% des possibilités d'orbites ratent la Terre, et l'astéroïde retombe dans l'anonymat.

Impact potentiel : quelle menace réelle ?

Lorsque cette probabilité de collision franchit le seuil de 1% (ce qui reste donc relativement faible), pour une taille de quelques dizaines de mètres ou plus, une alerte est déclenchée demandant aux observateurs et observatoires au niveau international de contribuer à l'effort d'observation afin de :

mieux caractériser l'orbite (diminuer l'incertitude - ou augmenter la précision - des prédictions), et
de mieux contraindre la taille.

Si la taille permet d'estimer plus précisément les dégâts potentiels en cas d'impact, l'orbite permet de calculer avec plus de précision la probabilité réelle d'un impact. C'est le cas pour notre vedette du jour, 2024 YR4, découvert en décembre 2024, pour une taille estimée entre 40 et 100m, sa probabilité d'impact a évolué depuis sa découverte pour atteindre environ 1% et le placer au haut du tableau de risque et à un niveau de risque égal à 3 sur l'échelle de Turin, ce qui nécessite une attention des astronomes).

Prédire un impact : une course contre la montre

Des observations complémentaires sont donc requises. L'astéroïde 2024 YR4 sera visible jusqu'en avril 2025 ; il passera ensuite derrière le Soleil et ne sera observable depuis la Terre qu'à partir de 2028. L'observatoire de Paris contribue régulièrement aux observations astrométriques de géocroiseurs, ou plus récemment des occultations stellaires, permettant, par exemple, de confirmer leurs orbites. Il utilise pour cela des télescopes en France (le T120 de l'OHP, le T1m du Pic du midi) ou à l'étranger (VST, LCOS). Ces observations supplémentaires peuvent aussi être issues de pré-découvertes sur des clichés anciens, comme nous pouvons l'assurer à l'Observatoire de Paris avec le programme NAROO. La faible brillance de 2024 YR4 - qui de plus s'éloigne de la Terre - nécessitera cependant des télescopes assez larges, de la classe de 2m de diamètre et plus. Les grands télescopes VLT et JWST seront d'ailleurs sollicités.

On peut remarquer qu' effectuer des observations depuis l'espace à des élongations solaires interdites depuis nos télescopes sol ou spatial serait un atout pour ce cas de figure. Par ailleurs, une mission spatiale de reconnaissance permettant de mieux contraindre taille, masse, et orbite serait de même des plus bénéfiques. Ce type de mission, pouvant être réalisée rapidement avec des nano-satellites, fait l'objet d'étude au pôle d'expertise CENSUS de l'Observatoire de Paris/université PSL.

La détection et l'étude des astéroïdes géocroiseurs comme 2024 YR4 démontrent l'importance d'une coopération scientifique et technique à l'échelle internationale. Grâce aux progrès des observations et à la mobilisation des astronomes, nous sommes aujourd'hui capables de mieux anticiper les menaces potentielles et d'explorer des solutions adaptées pour prévenir tout impact significatif. L'avenir de la défense planétaire repose sur une surveillance accrue et sur le développement de missions spatiales dédiées, qui permettront de mieux comprendre et gérer ces objets célestes potentiellement dangereux.

Quelques liens :

Radio observations

Carine Briand — 2024-12-14T10:05:03Z

Radio emissions are the signature of energetic electron beams propagating towards the IPM or falling back to the Sun (Fast CMEs, Strong Flares). Spectral data give access to several coronal parameters (coronal temperature, electron beam velocity, magnetic field strength, turbulence level …, etc.), constraining the simulation/modeling. Emission source locations (imaging) indicate where acceleration processes take place.
This Website provides access to visualization tools from NenuFAR, NDA, and NRH.

NenuFAR is a very large radio telescope working in the frequency range 10-85MHz (Zarka 2015, 2020, Bondonneau 2021). It is located at the Nançay Radio Observatory in Sologne (France). It can work as a standalone instrument or be connected to the international LOFAR network. Solar physics is one of the many topics tackled by the instrument (Briand et al. 2022). NenuFAR observes during dedicated campaigns and for Target of opportunity, thus on an irregular schedule.
NenuFAR provides Time-Frequency spectra and images.

NDA(Nançay Decameter Array) has been operating at the Nançay Radio Observatory in Sologne (France) for over forty years (Lamy et al. 2017). Several observing modes correspond to different time and spectral resolutions (see Table 1). NDA is mainly dedicated to the Sun and Jupiter: NDA operates daily on the two targets for a large part of the year and on Jupiter only when the planet is visible during the day. NDA provides only Time-Frequency spectra

NDA Observing modes

The first column gives the mode names together with the date of commissioning; The second column indicates the availability of the auto-correlation from the Right (R) or Left (L) sub-array, or the cross-correlation (LR); The third column indicates the filtered and unfiltered channels available; The fourth column presents the spectral range; the fifth column displays the time and spectral resolution; The sixth column shows the data volume for 8hours of observation.

@Lamy et al. 2017

LOFAR is a radio interferometer comprising 52 stations, 38 in the Netherlands (including the core) and 14 spread over Europe (including one at the Nançay Radio Observatory ). It observes in two frequency bands: 10 to 90MHz (LBA) and 110 to 250 MHz (HBA). It has been operating since 2010. It is a versatile instrument that tackles several astronomical topics, including solar physics (Breitling et al., 2015). LOFAR ERIC (European Research Infrastructure Consortium) was officially established at the end of 2023 with the Netherlands as the hosting country. LOFAR provides Time-Frequency spectra and images.

The following list gathers the interfaces for visualization or data downloading:

NenuFAR: a visualization tool developed in the frame of the SOLER Horizon EU-program, that enables to identify the days when NenuFAR was observing the Sun, and visualize a quick-look of the full observations and zoom-in views over 1min of the four Stokes parameters (polarimetric data). When available, pictures and movies can also be visualized. The volume of NenuFAR data does not allow for easy download. If you want to analyze the data, please contact the KP11 leaders.
From the VESPA VO interface, quick-looks and data are accessible for NDA, Orfees, and NRH
NDA Routine: display the NDA-Routine mode data;
NDA New Routine: Direct access for data downloading of the NDA-New Routine mode data;
NDA Mefisto: direct access for data downloading of Mefisto-NDA mode data;
Solar Data Base@Nancçay: for data downloading from NDA (routine only), Orfees, and NRH instruments;
BASS200: access to quick-looks from NRH and colored routine data from NDA. Optical observations are also available, providing a more visual solar context.
Secchirh: Ground-based and space instruments

Bibliography

Bondonneau L. et al. (2021), "Pulsars with NenuFAR: Backend and pipelines",
Astronomy & Astrophysics, Volume 652, id.A34, 12 pp., DOI:10.1051/0004-6361/202039339
Breitling F. et al. (2015),"The LOFAR Solar Imaging Pipeline and the LOFAR Solar Data Center", Astronomy and Computing, Vol. 13, Pages 99-107, DOI: 10.1016/j.ascom.2015.08.001
Briand, C. et al. (2022), "NenuFAR Performance for Solar Radio Observations", URSI Radio Science Letters, vol. 4, id. 17, DOI:10.46620/22-0017
Lamy L. et al. (2017), "1977-2017: 40 years of decametric observations of Jupiter and the Sun with the Nançay Decameter Array", Planetary Radio Emissions VIII, Proceedings of the 8th International Workshop held at Seggauberg, Austria, October 25-27, 2016. Edited by G. Fischer, G. Mann, M. Panchenko, and P. Zarka. Austrian Academy of Sciences Press, Vienna, 2017, p. 455-466, DOI: 10.1553/PRE8s455; 10.48550/arXiv.1709.03821
Zarka P. et al. (2020), "The low-frequency radio telescope NenuFAR", Session J01 « New Telescopes on the Frontier », URSI GASS, Rome, 29/8-5/9/2020
Zarka P. et al. (2015), "NenuFAR: Instrument Description and Science Case", International Conference on Antenna Theory and Techniques (ICATT), Kharkiv, Ukraine, pp. 13-18, 21-24 April, 2015.

Etude de sites en Polynésie

Carine Briand — 2024-10-01T21:54:11Z

Cet article expose les résultats de la mission de prospection de sites VLF à Tahiti et Moorea. La mission s'est déroulée du 25 Septembre au 8 Octobre 2025. Six sites ont été explorés entre Tahiti et Moorea. Le site de l'OG2T est actuellement le meilleur, suivi par celui de l'IFREMER. Tous les autres sites sont trop pollués aux basses fréquences. Les deux sites retenus présentent aussi des limitations qu'il faudra apprendre à dépasser pour une implantation au printemps 2025.

Route isolée de Papenoo

Une seule route traverse l'ile d'Est en Ouest. A mi distance, un restaurant (touristique), mais isolé. Très déterminés à faire une mesure au milieu de l'ile, sur un site très isolé, nous nous sommes engagés sur ce que la carte appelait une route. Il s'agit plutot d'un chemin forestier très endommagé. Nous avons dû renoncer à nous aventurer trop loin sous peine de nous embourber ou de casser notre superbe voiture MG3 (c'est de l'humour).

Spectre obtenu sur la route de Papenoo, avec un zoom sur la bande 15-27kHz

Les codes de trois lettres identifient les stations émettrices

@C.Briand & A. Loh

Les signaux que nous attendions sont bien observables avec l'antenne portable, donc à fortiori le seront-elles avec AWESOME. Il s'agit en particulier des émissions en provenance d'Hawaii, d'Australie, du Japon et de la côte Ouest des Etats-Unis.

Les chemins des signaux VLF

Tracé des chemins de propagation des ondes VLF pour les stations identifées lors des mesures à l'OG2T

@C.Briand & A. Loh

Observatoire de Géophysique et Géodésie de Tahiti (OG2T)

OG2T : la référence du site idéal en Polynésie

Le point rouge situe la position des meilleures données réalisées dans un site très isolé.
La végétation est omni-présente

@C.Briand & A. Loh

Exploration du site de l'OG2T, près de Papenoo, sur la zone Nord de Tahiti. Le site est actuellement recouvert d'une végétation luxuriante et très dense. C'est la première fois que j'entends cette phrase pour aller travailler : "As-tu bien pris la machette ?"

Spectres dynamiques qui servent de base aux calculs des spectres moyens

Deux spectres dynamiques pour l'antenne dans la direction Nord-Sud (figure supérieure) et Est-Ouest (figure inférieure), pour 10 secondes de mesure. Les émissions continues à fréquence fixe (traits horizontaux) correspondent aux émetteurs sur Terre. Les émissions à temps fixe mais étendu dans le domaine spectral (vertical) sont dues aux éclairs d'orage quelque part dans le monde. Les éclairs les plus intenses peuvent conduire à des émissions jusqu'à quelques Hz seulement

@C.Briand & A. Loh

La contribution des éclairs d'orage au niveau de bruit de fond est soustraite pour estimer correctement le niveau des émissions des transmetteurs d'intérêt. Le spectre ci-dessous a été obtenu le 30 Septembre 2024, dans la partie haute du site de l'OG2T. Il montre ce que l'on peut attendre de mieux en Polynésie, compte tenu de l'isolement total du site par rapport à toute pollution électromagnétique. Contrairement au spectre sur la route de Papenoo, le niveau à très basses fréquences reste très faible et présente la forme caractéristique avec un minimum vers 5kHz.

Le spectre de référence

Spectre obtenu le 30/09/2024 depuis l'OG2T. Chaque pic correspond à une station émettrice. Leur nom est indiqué en regard. Le niveau très bas du bruit de fond permet de distinguer de nombreux émeteurs

@C.Briand & A. Loh

Météo France

Vue sur Moorea depuis le site de mesure de Météo France

Au pied du lagon, la vue sur Moorea est superbe

@C.Briand & A. Loh

Situé entre les pistes et le lagon, ce site de mesure de Météo France offre un paysage exceptionnel.

Spectre dynamique obtenu sur le site de Météo France

Le site se révèle très pollué en basses fréquences. Les éclairs d'orage sont invisibles et les stations émettrices en VLF quasi indiscernable du bruit

@C.Briand & A. Loh

Par contre, la présence de câbles électriques enterrés rend le site totalement impossible pour nous. Le niveau de bruit est beaucoup trop important pour permettre de détecter les émetteurs recherchés, et les éclairs d'orage sont invisibles sur les spectres dynamiques. Dommage !

Spectre sur le site de Météo France

Le niveau de bruit de fond est de l'ordre de 5.E-4 et les fluctuations RMS très importantes. Les stations identifiées à l'OG2T (remises ici pour mémoire) ne sont quasiment plus discernables

@C.Briand & A. Loh

Laboratoire de Géophyisque de Tahiti

Situé sur les hauteurs de Pamatai, le laboratoire héberge de nombreux instruments de mesure, passifs pour la plupart. Malheureusement, des sources de pollution non identifiées polluent jusque dans la partie haute du site

Spectre au laboratoire de Géophysique

Les stations principales peinent à sortir du bruit

@C. Briand & A. Loh

CRIOBE

Centre de Recherches Insulaires et OBservatoire de l'Environnement (CRIOBE) est installé dans la baie de ‘Opunohu, sur l'ile de Moorea pour sa composante polynésienne. C'est une unité d'appui à la recherche de l'EPHE – PSL, de l'Université Perpignan Via Domitia et du CNRS.

Malheureusement, la présence d'armoire électrique de haut voltage ainsi que de nombreux climatiseurs et moteurs rendent également ce site impropre à l'installation de l'antenne VLF.

IFREMER

Situé dans la petite ile de Tahiti (Tahiti Iti), le site de l'IFREMER est sur deux parcelles séparées par la RT4. Un pilône électrique trône à l'entrée du site et pollue largement la parcelle vers la forêt. Par contre, l'espace près de la jetée reste tolérable

Jetée de l'IFREMER

Située tout prêt de l'eau du lagon, ce site nécessitera quelques adaptations pour protéger l'instrument des embruns salées voire des submersions.

@C. Briand & A. Loh

Spectre depuis la jetée de l'IFREMER

En bleu le spectre à l'IFREMER et en orange le spectre de référence. Le niveau de bruit est élevé mais les stations d'intérêt sont encore relativement isolées. Le filtre utilisé pour isoler les stations sur AWESOME est de 200Hz.

@C. Briand & A. Loh

Conclusions

Deux sites sont susceptibles d'accueillir AWESOME. Chacun présente cependant des limitations. Le site de l'OG2T est parfait du point de vue contamination EM, mais manque d'alimentation électrique et d'accès internet. Construire un abri autonome pour l'instrument est surement réalisable mais probablement pas dans les six mois à venir. Par ailleurs, des travaux majeurs pour accueillir l'antenne VLBI vont avoir lieu dans les prochaines années. Ces travaux et le fonctionnement du VLBI pourraient augmenter considérablement le niveau de bruit.

Le site de l'IFREMER présente un niveau de bruit acceptable pour les mesures narrowband. L'emplacement idéal est situé très proche du lagon. Il faut évaluer les risques de submersion de la zone et étudier le moyen de protéger l'électronique des embruns d'eau de mer.

VLF For Ionospheric Studies (VLF4IONS)

Carine Briand — 2024-08-26T14:01:43Z

Caractériser la réponse temporelle de l'ionosphère à un forçage solaire, estimer l'impact des phénomènes électriques au-dessus de cellules orageuses sur la couche-D ionosphérique, produire des alertes en temps (quasi)réel lors d'éruption solaire, estimer leur impact en terme d'absorption HF : voici les objectifs principaux de ce projet en météorologie de l'espace.

La couche-D ionosphérique (située entre 60 et 90 km) est également appelée « ignosphère », indiquant le niveau de connaissance de cette couche atmosphérique. Le rayonnement solaire UV Lyman-α contrôle est à l'origine de la formation de la couche D. Son contenu électronique suit donc un cycle journalier, mais aussi le cycle saisonnier du flux solaire UV. En plus de ces variations sur de longues périodes, la densité électronique de la couche D est soumise à un forçage beaucoup plus rapide, comme les tempêtes géomagnétiques et les éruptions solaires (heures) ou les éclairs et les événements transitoires liés aux zones orageuses (secondes ou moins).

Schéma des couches ionosphériques

Le rayonnement solaire UV Lyman-α atteint les basses couches de la thermosphère, photo-ionisant les molécules de NO et augmentant ainsi la densité électronique de la couche-D de plusieurs ordres. Pendant la nuit, les électrons se recombinent et la couche D s'affaiblit fortement.

Le contenu électronique de la couche D contrôle l'absorption de certaines ondes radio et relie l'atmosphère neutre à la magnétosphère et aux ceintures de radiation. Les perturbations de la densité électronique de la couche D peuvent entraîner une absorption des communications HF, une menace désormais identifiée par l'Organisation de l'Aviation Civile Internationale (OACI). Le projet se concentrera sur deux risques naturels : les éruptions solaires, car elles produisent le plus fort forçage de la couche D, ainsi que les éclairs et les phénomènes électriques au-dessus des zones orageuses, car leurs impact sur la couche D restent encore à étudier en détails. Le maximum du cycle solaire est prévu en 2025(±1 an), entraînant une augmentation significative du forçage solaire dans les quelques années à venir. Par ailleurs, le changement climatique semble provoquer des orages plus violents. Connaître les détails du couplage entre les zones orageuses et l'ionosphère est donc crucial.

Forçage solaire

Les éruptions solaires sont des phénomènes éruptifs générant une augmentation des rayonnements énergétiques de plusieurs ordres de grandeur en quelques minutes.

Exemple de flux X par enregistrés par les satellites GOES lors d'une éruption solaire

Evolution temporelle des flux X "mous" (rouge) et "durs" (bleu) enregistrés par le satellite GOES. Il s'agit de l'éruption du 28 Octobre 2003. En quelques minutes, les flux X ont augmenté d'un facteur 100 !

GOES

Après la phase impulsive, l'émission reste bien au-dessus du niveau de repos pendant plusieurs heures. Le nombre d'éruptions suit le cycle solaire de 11 ans, étant plus nombreux autour du maximum solaire. Ce rayonnement énergétique augmente l'ionisation de la couche D d'un à deux ordres de grandeur. Le taux d'ionisation augmente avec l'intensité de l'éruption, mais la question des niveaux de saturation pour les éruptions les plus intenses fait encore débat. Les rayonnements EUV et X jouent un rôle important dans l'ionisation, avec une réponse ionosphérique retardée. Identifier les paramètres contrôlant l'évolution temporelle de la couche D, du forçage à la phase de retour à l'équilibre, ainsi qu'estimer la réponse de l'ionosphère restent des défis. Une autre question cruciale est l'estimation de l'étendue spatiale du pic de perturbation (critique pour l'aviation civile). Pour répondre à ces questions, nous avons besoin de mesures continues sur Terre pour enregistrer de nombreux événements solaires, donc de nombreuses conditions de forçage, et d'une couverture spatiale étendue pour modéliser l'ionosphère terrestre mondiale (notamment au-dessus des océans).

Les zones orageuses

Les phénomènes électriques au-dessus des zones orageuses induisent des précipitations d'électrons soit par ionisation directe de la couche D par les hautes tensions et le chauffage induits par la foudre, soit par le couplage entre les ondes radio générées par la foudre et les électrons des ceintures de radiation. Des précipitations d'électrons liées aux orages ont été identifiées dans les années 70. Depuis, les études se sont concentrées sur les mécanismes qui lient les éclairs et les perturbations électroniques dans la basse ionosphère, la détermination de l'extension spatiale de ces perturbations et la dynamique des mécanismes. Cependant, un tel couplage entre la foudre et la basse ionosphère n'est pas systématique. Quels paramètres critiques des éclairs et des orages entraînent des effets notables sur la couche D ? Quelle est l'étendue spatiale de la précipitation électronique induite ? Telles sont les questions actuellement débattues. Plus récemment, l'observation à la fin des années 80 d'événements lumineux transitoires (TLE, comme les Sprites, les Elfes et les jets géants) au-dessus des zones orageuses a renforcé l'intérêt pour les études sur les relations entre les orages et la basse ionosphère. Les phénomènes et leurs conséquences temporelles sur la couche D sont encore flous. Les principales contraintes à la compréhension de ces TLE proviennent du manque d'observation systématique pour identifier les causes de leur déclenchements. Ces événements sont imprévisibles et nécessitent une surveillance continue. Jusqu'à présent, les études se sont appuyées sur des cas individuels. Nous avons absolument besoin d'une approche statistique, ce qui nécessite l'observation de nombreux événements. Il est aussi nécessaire de comprendre l'état stationnaire de l'ionosphère pour détecter les perturbations induites par différentes sources, ce qui nécessite également un ensemble de données continues et à long terme.

Méthode de mesure

La couche D est trop haute pour les ballons, trop basse pour les satellites et pas assez ionisée pour les radars. Elle est donc inaccessible aux mesures in situ en continu (quelques mesures ont été réalisées par des fusées mais sur des périodes très courtes). La technique la plus employée pour étudier la couche D consiste à mesurer les émissions VLF, d'origine anthropique ou naturelle. Les modes VLF se propagent dans le guide d'ondes formé par la Terre et l'ionosphère, avec une perte réduite ( 2 dB/Mm), se propageant ainsi sur de très longues distances. Une augmentation de la densité électronique modifie les modes : l'amplitude et la phase des ondes sont alors affectées, ce qui permet de détecter efficacement, en temps réel, les variations de la densité électronique. Les signatures des éruptions solaires dans les VLF sont connues depuis les années 50, tandis que les perturbations VLF sont associées aux éclairs depuis les années 70.

Le Projet VLF4IONS

Le projet vise à comprendre la réponse de la couche D ionosphérique après forçage par les éruptions solaires et les cellules orageuses. Il comprend un volet instrumental de construction d'un réseau de récepteur VLF équatorial et sub-tropical pour surveiller l'activité solaire 24/365 et capter un maximum de phénomènes au-dessus des cellules orageuses. Un tel réseau permettra de :

Fournir une estimation (quasi) en temps réel des perturbations ionosphériques dues aux éruptions solaires,
Aborder de nombreuses questions liées à la réponse ionosphérique à l'éruption solaire : Comment l'évolution du temps d'apparition et d'ionisation dépend-elle du profil de temps de forçage ? Quels paramètres contrôlent la relaxation de l'ionosphère ? Comment prévoir ce temps de récupération ? Comment les perturbations de la densité électronique se propagent-elles selon les latitudes ? Les transitions nuit-lever/coucher du soleil ne sont pas équivalentes et dépendent fortement de la saison. Quels paramètres contrôlent l'ionisation de la couche D pour expliquer ces différences journalières et saisonnières ? Comment la composition modale de la propagation est-elle affectée par les contraintes géographiques ou diurnes ?
Étudier l'impact des TLE au-dessus des zones orageuses : à quelle fréquence les TLE se produisent-ils et comment se couplent-ils avec l'ionosphère ? Quels sont les paramètres ionosphériques qui favorisent leur développement ? Les TLE perturbent-ils également les couches ionosphériques les plus élevées ? Quel est l'impact des flashs gamma terrestres (TGF) sur l'ionosphère, dont les sources sont connues pour produire des elfes sur l'ionosphère ?

Notre réseau apportera un nouvel instrument français (et européens) pour la Météoroloie de l'espace, en complément de plusieurs autres infrastructures dédiées à l'ionosphère (SuperDarn pour les régions polaires), aux particules énergétiques solaires (moniteurs de neutrons) et aux éruptions solaires (radiotélescopes de Nançay et télescope optique THEMIS opérant à Tenerife). Rappelons que la France appartient au consortium ACFJ de Météorologie de l'espace pour l'OACI. Notre projet s'inscrit donc dans une recherche sur la relation Soleil-Terre et la Météo Spatiale (risques naturels), à visée sociétale. Certains auteurs affirment que les mesures VLF peuvent également détecter l'impact des éruptions volcaniques et du séisme sur l'ionosphère. Nous n'étudierons pas ces aspects, mais les données seront disponibles pour les chercheurs (INSU) intéressés.

L'instrument

Nous avons choisi l'instrument AWESOME, développé par le Georgia Institute of Technology. Il fournit :

des formes d'onde à large bande (1 à 450 kHz) à 100 kHz avec une précision de synchronisation absolue de 20ns
des profils temporels à bande étroite (amplitude et phase) autour de plusieurs fréquences d'émetteur VLF.
Les mesures sont effectuées simultanément dans les directions (géomagnétiques) nord-sud et est-ouest. Les profils temporels à bande étroite sont utilisés pour étudier l'impact du Soleil sur l'ionosphère pendant la journée ainsi que les impacts de la foudre et des TLE pendant la nuit. Les formes d'ondes à 100kHz permettent de caractériser les éclairs d'orage.

Photos d'AWESOME sur site

Gauche : à la station de radio-astronomie de Nançay (Sologne) ; Milieu : à l'Observatoire Atmosphérique du Maido (La Réunion). A droite : vue de la boit électronique et du PC de contrôle

@C. Briand

Résultats

Mai 2024 : Mise en route de l'instrument à La Réunion
Septembre 2024 : Etude de sites en Polynésie
Exemples d'observations en bande étroite
Influence de la conductivité des sols sur la propagation des ondes VLF (Article summary

Collaborateurs

Les scientifiques français

Carine Briand (LESIA, Astronome) - Projet Lead
Pauline Teysseyre (LESIA, PhD)
Sébastien Célestin (LPC2E, Professeur)
Germain Dang Kien (TelecomParisTech, Maitre de Conférence)
Baptiste Cecconi (LESIA, Astronome)
Hassan Ghalila (Univ. Vinci, Professor)

Les scientifiques étrangers :

Morris Cohen, Georgia Univ. (USA)
Robert Marshall, Boulder (USA)
Mark Clilverd, British Antarctic Survey (UK)
Ahmed Ammar (Tunisie)

Les aurores du 11 Mai en France : vos photos

Carine Briand — 2024-05-11T06:47:43Z

Le Soleil a propulsé plusieurs éjections de masse coronale (CME) directement vers la Terre.. Après deux jours de voyage dans le milieu interplanétaire, elles ont atteint la Terre générant d'intenses orages géomagnétiques (KP >8). L'activité reste haute le 11 et le 12 Mai (un flare X dans la nuit et une probabilité de 75% d'voir une autre flare X dans les 24 à 48 heures selon la NOAA ). De nouvelles CMEs arrivent dans la journée (avec une large plage d'incertitude).
Les vidéo de SDO des derniers jours.

A quoi sont dûes les couleurs ?

Vert : les molécules d'oxygène O₂ (100 et 300 km d'altitude) ;
Rose et rouge foncé : molécules d'azote N₂ (100 km d'atltitude) ;
Rouge : Atomes d'oxygène O (à plus haute altitude) ;
Bleu et mauve : molécules d'hydrogène et d'hélium !
Plus sur les aurores via le site de la planeterrella.

Voici quelques exemples de photos prises en France (cliquez sur les images pour les agrandir)

Région Parisienne

Aurore à Meudon
Dans les Yvelines
Dans les Yvelines

Au Nord

A Douai
A Douai
Au Fisheye

Au Sud-Ouest

Vue circumpolaire
Aurore vu depuis l'Ariège
Aurore à Albi
Aurore à Albi
La région active

Au Sud-Est

Observatoire de Haute Provence

A l'Est

Dans le Jura
Ounans dans le Jura
Des Pilars roses

A l'Ouest

Près de Saint gondran (Ille-et-Vilaine)
Ille-et-Villaine
Ille-et-Villaine

Au Centre

En Touraine

Et un peu plus loin :

Roumanie

En Roumanie : station d'observation du General Berthelot
Roumanie : Observatoire de Cluj Napoca

Antarctique
Afrique du Sud (voir les réseaux sociaux)
Chili

VLT au Chili

Suivez les aurores en live !

Carine Briand — 2023-11-08T08:30:28Z

L'activité solaire est intense en ce moment : des aurores sont même visibles en France, ce qui est très exceptionnel. De façon plus fréquente, les aurores sont visibles dans le ciel boréal. Vous pouvez suivre en direct le ciel en :

En Europe :

Groenland : Différentes vues
Islande : Deux caméras depuis un hôtel à Hella
Norvège : Rotsund
Suède (Laponie) : Abisko

En Amérique du Nord :

Alaska : Fairbanks
Canada : Churchill
Canada : caméra grand champ

Quelques liens aussi avec des caméras "grand champ".

Suivre en direct les probabilités d'occurrence.

2023 BU nous a frôlé

Thuillot William — 2023-01-30T08:38:05Z

Le 27 janvier 2023 à 0h27 TU, l'astéroïde 2023 BU a frôlé la Terre à moins de 3590km de sa surface au dessus du Pacifique Sud. Il a été détecté 6 jours plus tôt le 21 janvier 2023 par Gennady Borisov. Les premiers calculs de trajectoire ont rapidement montré que l'objet passerait très proche de la Terre et de par sa faible taille (4 à 8m), il ne présentait aucun risque même en cas d'impact.

Cette rencontre se classe 4^ème dans les plus courtes distances avec la Terre (si on exclut les 6 astéroïdes détectés avant leur impact). Il est intéressant de souligner que les passages les plus proches ont tous eu lieu ces dernières années démontrant notre meilleure capacité à détecter ces petits astéroïdes alors qu'ils passaient inaperçus auparavant. Toutefois, un objet aussi petit ne devient détectable que quelques jours ou heures avant ce passage.

Sans conséquence pour la Terre, cette rencontre ne l'est pas moins pour l'astéroïde puisqu'il sera fortement dévié par celle-ci. Il changera d'ailleurs de classification passant de la catégorie Aten⁽¹⁾ à la catégorie Apollo⁽²⁾.

En fin janvier l'objet est de nouveau observable et il pourra même être observé par le radiotélescope de Goldstone qui révélera peut-être sa forme et sa rotation. Des données photométriques récentes ont montré qu'il était probablement très allongé et de rotation très rapide. Toutes ces nouvelles mesures permettront d'affiner sa future trajectoire autour du Soleil et d'identifier quand 2023 BU repassera au plus près de la Terre.

⁽¹⁾ Classe de géocroiseurs ayant un demi grand axe inférieur à 1 ua et un aphélie plus grand que 0.983au
⁽²⁾ Classe de géocroiseurs ayant un demi grand axe supérieur à 1 ua et un périhélie plus petit que 1.017au

Extinction des lumières à Bapaume

Carine Briand — 2022-10-08T08:52:01Z

En collaboration avec DarkSkyLab et la municipalité de Bapaume, plusieurs séries d'extinction des lumières de la ville et des communes alentours ont été menées pour mesurer le résidu de pollution lumineuse. Trois NINOX ont été installés l'un au centre ville, le second à 500m et le troisième à 1.5km du centre ville.

Ninox

L'instrument Ninox développé par la société DarkSkyLab, prêt à l'utilisation pour des mesures à Bapaume

@F. Deleflie

Les mesures sont en cours d'analyse mais voici les premières courbes obtenues en centre ville :

Mesure du 3 Octobre

La courbe bleue montre les mesures du Ninox au cours du temps (indiqué en abscisse). Données prises au centre ville un jour SANS extinction

Mesure du 4 Octobre

Courbe d'extinction le 4 Octobre (entre 21:00 et 23:00), toujours au centre ville. L'effet de l'extinction est bien visible. Les conditions météorologiques influencent aussi les résultats

@F. Deleflie

La Voix du Nord parle de l'opération de mesures avec un SPQmètre

La voix du Nord

Article de la Voix du Nord du 7 Octobre

Compter les étoiles avec ... du papier toilette !

Carine Briand — 2022-10-08T08:20:08Z

Une opération de sciences participatives à Bapaume pour compter les étoiles avec un rouleau de papier toilette !

Suivez le Guide ! Compilez vos résultats sur ce modèle.

Voir aussi ce site.

Débris Spatiaux : reportage sur TF1

Carine Briand — 2022-04-12T09:23:00Z

Un court sujet sur la pollution satellitaire passé au JT dimanche 10 Avril 2022 :