Les
axes de recherche du LAL s'inscrivent dans le domaine de la dynamique
des systèmes gravitationnels et de la planétologie
dynamique.
Actuellement, ils concernent les systèmes de satellites de
Jupiter et
de Saturne. Cette recherche contient deux axes complémentaires :
une
étude théorique de la dynamique des systèmes et
une analyse des
observations qui contraignent cette dynamique.
Depuis 2006, la recherche s'étend aussi à la dynamique
à long terme des
comètes.
Thèmes de Recherche:
* Dynamique des
systèmes des satellites des grosses planètes
* Planétologie dynamique
* Dynamique des
comètes et plus précisément:
* Amélioration
et
extension des éphémérides des satellites de
Saturne
* Scénario de
formation de la résonance Laplacienne (Jupiter)
* Projet pour la
mission vers Europe
* Rotation de Titan
* Marée
d'Encelade
* Propagation des
erreurs dans les éphémérides de satellites
* Dynamique à
long
terme des comètes
* Étude des
processus
de capture de satellites de planètes
Mouvement
des satellites principaux de Jupiter et
de Saturne Analyse
d'observations Étude
de la dynamique des comètes Rotation
de Titan Observations
de radiometeores Mouvement des satellites principaux de Jupiter et Saturne Il s'agit du problème de la dynamique des satellites
galiléens de Jupiter (Io, Europe, Ganymède et Callisto)
et des 8
satellites principaux de Saturne (Mimas, Encelade, Téthys,
Dioné, Rhéa,
Titan, Hypérion et Japet), ainsi que les petits satellites
lagrangiens
de Téthys et de Dioné.
Dans les modélisations, une précision compatible avec le
niveau de
précision actuel des meilleures observations terrestres (0'',05
degrés
en astrométrie et 0'',02 en phénomènes mutuels)
est recherchée. Elle
doit aussi être compatible avec celle atteinte par les
observations des
missions GALILEO et CASSINI (de l'ordre de 5 km). Ce niveau est
pratiquement atteint pour ce qui concerne la précision interne.
Quant à
la précision externe, limitée par la précision sur
les conditions
initiales, elle est estimée à environ 0",02 (une centaine
de
kilomètres).
Satellites principaux et
satellites lagrangiens de Saturne:
En ce qui concerne les principaux satellites de Saturne, la
version actuelle de TASS (Théorie Analytique des
Satellites de
Saturne) est capable de restituer les positions des satellites à
10 km
près, sauf pour Mimas (50 km), Japet (100 km) et
Hypérion (250
km). Le modèle a été construit de
manière complètement analytique
par rapport aux paramètres physiques (masses des
satellites,
coefficients d'aplatissement de Saturne J2 , J4
et J6 et aux constantes d'intégration.
Tous les paramètres de TASS (masses, coefficients
d'aplatissement de la
planète, conditions initiales) ont ensuite été
ajustés. Ceci a permis
une bonne détermination des masses des satellites ainsi que les
coefficients d'aplatissement de Saturne. Cette détermination est
en bon
accord avec celle basée sur les mesures faites par les sondes
spatiales. Les écarts entre les positions calculées par
la théorie et
celles mesurées ont ainsi été réduits, avec
une moyenne quadratique
globale de 0''15. Mais surtout, contrairement aux anciennes
représentations, celle issue de TASS garde sa capacité
prédictive sur
un temps plus long, c’est-à-dire qu’elle ne
dérive pratiquement pas.
Cela illustre la notion de cohérence dynamique qui est à
la fois la
capacité à prédire des positions, et aussi la
capacité de la théorie à
déterminer les paramètres.
Une nouvelle réduction basée sur les toutes
dernières observations a
été effectuée, dans le but notamment de
prédire la position de Titan
lors d'une occultation stellaire par ce satellite, le 14 novembre
2003.
En étudiant l'évolution, sous l'effet des marées,
de la résonance
Mimas-Téthys, nous avons montré que le fait de
considérer - pour Téthys
- une orbite très légèrement excentrique change
radicalement la vision
que l'on avait jusqu'à maintenant de la dynamique de cette
résonance.
Les résultats trouvés révèlent la richesse
insoupçonnée de la dynamique
du système résonnant Mimas-Téthys et
résolvent un problème demeuré
longtemps sans solution satisfaisante. Notamment du fait d'une capture
dans une résonance secondaire, la probabilité de capture
du système
dans la résonance principale apparaît bien plus
élevée que ce que
donnaient les anciennes estimations.
Quelques essais de détermination plus précise de
l'excentricité
de Téthys ont été menés ; l'incertitude
obtenue est encore trop élevée
pour pouvoir conclure correctement sur l'amplitude de la
résonance
secondaire.
Les théories d'Hélène, Télesto et Calypso
ont été revues et ajustées
sur près de 20 ans d'observation. Ce travail a été
fait en
collaboration avec Pascal Oberti (de l'Observatoire de Nice), à
l'origine de la théorie de ces satellites lagrangiens de
Téthys et
Dioné.
Satellites galiléens
de
Jupiter:
Comme dans le cas des satellites de Saturne, la prédiction de la
position des satellites galiléens de Jupiter atteignait, avec
l'ancienne représentation, la précision d'environ 300 km.
Cette théorie
n'avait pas une très haute précision interne et, de plus,
n'avait pas
été construite de manière dynamiquement
consistante. Ce fait empêche de
déterminer précisément les paramètres
physiques du système de Jupiter
(ainsi, l'accélération séculaire de Io est
très mal connue). De même,
cela gêne la compréhension fine de la dynamique de ces
satellites,
notamment celle de l'origine de la résonance laplacienne.
De manière générale, les retombées
importantes d'une théorie sont
:
- une meilleure connaissance des masses et paramètres dynamiques
du
système planétaire correspondant,
- une amélioration attendue de la précision sur la
position de la
planète elle-même par le biais de l'observation de ces
satellites, et
- la possibilité de mise en évidence d'interactions
faibles ou à très
long terme (éventuellement non gravitationnelles) non prises en
compte
dans la modélisation actuelle.
Une nouvelle théorie dynamique des satellites galiléens,
ajustée aux
observations, a été élaborée (thèse
V. Lainey). La solution a ensuite
été ajustée à plusieurs types
d'observations (photographiques, CCD et
phénomènes mutuels) réalisées entre les
années 1891 et 2002. Un total
de plus de 2000 observations a été utilisé, dont
les observations :
- des campagnes d'observations de phénomènes mutuels
organisées par
l'IMCCE
- des campagnes PHEMU, de 1985 et 1991.
Cette représentation a aujourd'hui une fidélité de
représentation de
quelques dizaines de kilomètres sur un siècle, et reste
définie sur
plus de 1500 ans. Elle a été mise sous la forme d'une
série
quasi-périodique dont les arguments sont des combinaisons
entières
d'arguments fondamentaux. Cette forme permet l'identification de toutes
les perturbations significatives du système.
Avec la thèse de B. Noyelles, nous avons mené une
étude analogue à
celle de la résonance Mimas-Téthys dans le système
des satellites
galiléens. Il s'agit de l'étude de la dynamique à
long terme de ces
satellites, et notamment les effets de l'inégalité de De
Haerdtl 3:7
entre Ganymède et Callisto. Nous avons montré que
celle-ci était
génératrice de chaos et qu'elle pouvait expliquer
l'actuelle
différenciation de Ganymède, en ayant provoqué un
intense épisode de
chauffage de marée dans le passé, par forçage de
l'excentricité de
Ganymède.
Analyse d'observations Le
LAL a pris part à la campagne
d'observations de phénomènes mutuels de satellites de
Jupiter (PHEMU03
de l'IMCCE) avec notamment 13 observations à la lunette de
l'Observatoire de Lille. Notre équipe acquiert une
expérience de plus
en plus importante dans ce domaine puisque nous avons réduit
toutes les
observations de la campagne PHESAT95 (observations de
phénomènes
mutuels de satellites de Saturne faites en 1995 dans 17 observatoires
internationaux). De plus, nous avons été
sollicités pour réduire des
observations de la campagne PHEMU03 faites ailleurs, notamment à
Bordeaux et à l'Observatoire du Yunnan (Chine). La
précision obtenue
est de l'ordre de 0."02.
Ces observations de phénomènes mutuels sont les plus
précises
aujourd'hui (environ quelques dizaines de kilomètres). En effet,
elles
sont photométriques, dans la mesure où l'on observe un
événement
(occultation ou éclipse d'un satellite) via l'observation d'une
chute
en flux et contrairement aux observations de positions, la
précision de
ce type d'observation reste excellente quelque soit la distance de
l'objet. Ces observations sont très utiles pour détecter
une
accélération séculaire dans les longitudes
moyennes, induites par des
effets de marées. Une telle détection pourrait permettre
une meilleure
connaissance de la structure interne des satellites concernés
comme par
exemple la profondeur des océans.
Une étude des écarts entre les positions observées
et calculées
d'observations astrométriques de satellites - et plus
particulièrement
des observations CCD - nous a conduits à discuter du statut de
celles-ci lors de la constitution d'une base de données. Une
réduction
astrométrique adaptée au cas de mesures inter-satellites
sans étoile de
référence permet de donner des coordonnées
à un facteur d'échelle et à
une rotation près. Ces positions sont réellement
astrométriques, dans
le sens où aucune considération astrométrique
n'est nécessaire pour les
utiliser, même si l'on désire retoucher la
calibration.
La réduction a été appliquée à des
observations brésiliennes de 1995
ainsi qu’à des observations chinoises de 1996-2000. Les
observations du
Nacional de Itajubá au Brésil ont donné 6006
positions différentielles
dont la dispersion est de 0."07. Celles de l'Observatoire de Yunnan :
913 positions différentielles dont la dispersion est de
0"04.
Cette collaboration se poursuit en réduisant une autre
série
d'observations du même observatoire brésilien.
Lors de la visite de Q.Y. Peng à Lille 1 début 2004, nous
avons mis au
point une méthode précise de calibration
astrométrique pour des images
CCD à petit champ grâce à l'utilisation
d'étoiles secondaires. Sa
faisabilité et sa précision ont été
testées sur des observations de
Phoebé le 9ème satellite de Saturne.
Etude de la dynamique des comètes Ce
domaine d'activités de
recherche est nouveau au LAL.
La recherche en cours se place essentiellement dans le cadre de
l'étude
à long terme de la dynamique des comètes du nuage de
Oort. Le nuage de
Oort, qui correspond à la région la plus externe du
système solaire,
est un résidu de la formation du système solaire.
La compréhension de la dynamique des comètes du nuage de
Oort est donc
déterminante pour fixer des contraintes aux modèles de
formation du
système solaire.
D'autre part, les processus dynamiques permettant de produire des
comètes de type Halley ( période entre
20
et 200 ans) et des comètes à longue
période
(supérieure à 200 ans) mais avec un demi-grand axe
inférieur à 10 000 UA
sont encore mal compris.
Pour bien comprendre la dynamique des comètes du nuage de Oort,
il est
nécessaire d'intégrer un grand nombre de comètes
fictives sur des
échelles de temps de l'ordre de l'âge du système
solaire.
Lors de leur déplacement, les comètes sont
perturbées par la Galaxie
dans son ensemble (marée galactique), les étoiles passant
au voisinage
du Soleil, les perturbations planétaires, et les nuages
moléculaires
géants. Un travail important a été consacré
à l'optimisation des
modèles de perturbations galactiques et stellaires.
Nos premiers résultats publiés montrent que,
contrairement à
l'idée acceptée depuis deux décennies, les
perturbations galactiques ne
sont pas suffisantes pour expliquer la dynamique à long terme
des
comètes du nuage de Oort, mais qu'une synergie avec les
perturbations
stellaires prend place. Cette synergie modifie drastiquement le flux de
comète vers les régions observables depuis la Terre,
ainsi que la
distribution des éléments orbitaux de ces comètes.
En outre, on a pu
montrer que la distribution de la direction des
périhélies des comètes
réelles observées, bien que montrant le signe de
l'influence des
perturbations galactique, n'est pas une indication suffisante pour
réfuter l'hypothèse qu'on se trouve au milieu d'une pluie
cométaire. En
effet, nos résultats montrent que même pendant une pluie
cométaire due
à une étoile passant proche du Soleil, la marque de la
marée sur la
direction des périhélies reste observable.
Rotation de Titan En
collaboration avec
l'université de Namur, une théorie analytique de la
rotation de Titan à
3 degrés de liberté a été
élaborée. Ce travail a consisté à
utiliser les données les plus récentes de la sonde
Cassini sur le champ
de gravitation de Titan pour construire cette théorie qui
considère
Titan comme un ellipsoïde rigide.
Ce travail a donné lieu à 2 articles :
* le premier,
accepté
pour publication dans A&A, décrit la partie forcée de
la rotation
de Titan (forcée par l'influence gravitationnelle de Saturne)
ainsi que
la partie libre (dépendant des conditions initiales).
* le deuxième
article,
soumis à Celestial Mechanics, étudie la
possibilité d'un forçage
résonant d'une fréquence libre de la rotation, ainsi que
ses
conséquences sur la dissipation d'énergie à
l'intérieur de Titan
(et donc ses conséquences sur la structure interne).
