LTE - Observatoire de Paris - PSL - Centre de recherche en astronomie et astrophysique

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

Maïder Bugnon Olano — 2026-09-10T08:00:13Z

Chariklo est un petit corps céleste en orbite entre Saturne et Uranus autour duquel deux anneaux denses ont été découverts. Un aspect particulier de ces anneaux est qu'ils subissent de fortes perturbations de la part du corps central, via des phénomènes de résonances. Celles-ci peuvent remodeler leur structure sur des échelles décennales, comme semblent le montrer des données obtenues avec le JWST.

Vue d'artiste du centaure Chariklo et de son système d'anneaux. Le point lumineux dans le coin supérieur droit représente le Soleil vu depuis Chariklo.

L. Maquet, LTE

Une équipe internationale dirigée par l'Institut d'astrophysique d'Andalousie (IAA-CSIC) démontre pour la première fois que les deux anneaux de ce petit corps du Système solaire évoluent sur des échelles décennales.
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.

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.

Représentation schématique de l'occultation stellaire par les anneaux de Chariklo, observée avec le télescope spatial James Webb (JWST) le 18 octobre 2022. La comparaison avec des occultations précédentes révèle des variations opposées entre les deux anneaux : C1R présente un signal plus intense, tandis que C2R semble nettement plus faible.

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

Le 18 octobre 2022, l'Institut d'astrophysique d'Andalousie (IAA-CSIC) a dirigé une 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 luminosité d'une étoile lorsqu'un objet passe devant elle. Les résultats obtenus démontrent que les anneaux de Chariklo ont subi des changements à des échelles de temps de quelques années à peine, l'anneau interne gagnant de la matière et l'anneau externe en perdant.

UNE AVANCÉE SCIENTIFIQUE ET TECHNOLOGIQUE

GIF animé de l'occultation par Chariklo par JWST.

NASA, ESA, CSA, Pablo Santos-Sanz et Nicolás Morales (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.
« 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. 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.

Les anneaux de Chariklo sont si étroits et le corps est si éloigné qu'il est impossible de les photographier directement avec les plus grands télescopes disponibles à ce jour. Les occultations stellaires permettent de les étudier de manière indirecte, en mesurant les brèves baisses de luminosité d'une étoile lorsque chacun des anneaux passe devant elle. Cette observation a ainsi permis d'obtenir une résolution spatiale sans précédent (de l'ordre du kilomètre) des anneaux de Chariklo.

Les changements détectés suggèrent que les anneaux de Chariklo sont dynamiquement actifs. « 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, celle 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.

En savoir plus :

REFERENCES

‘JWST stellar occultation reveals unexpected changes in Chariklo's ring system'
https://doi.org/10.1126/sciadv.aeh4794

'Lien vers la communication de l'Institut d'astrophysique d'Andalousie'
https://www.iaa.csic.es/noticia/jwst-descubre-invisibles-anillos-chariklo-cambiando/

Communiqué de presse :

CONTACTS :

Bruno Sicardy bruno.sicardy@obspm.fr (LTE)
Josselin Desmars josselin.desmars@obspm.fr (LTE)
Damya Souami damya.souami@obspm.fr (LIRA)

Voir en ligne : ‘JWST stellar occultation reveals unexpected changes in Chariklo's ring system'

La mission scientifique de la rentrée atmosphérique de Cluster est un succès !

Maïder Bugnon Olano — 2026-09-04T08:54:39Z

Le LTE a participé à une mission d'observation aéroportée de la rentrée atmosphérique des deux satellites de l'ESA "Cluster 3 - Samba" et "Cluster 4 Tango", les 1er et 2 septembre 2026. Bien que complexes, les observations ont été conduites dans des circonstances nominales et l'intégralité des 30 instruments à bord ont enregistré des données scientifiques utiles pour comprendre la désintégration des satellites artificiels dans notre atmosphère. Cette thématique devient chaque jour plus prégnante suite à la multiplication des lancements. Grâce aux données collectées, l'ESA souhaite améliorer sa compréhension des rentrées atmosphériques et mieux prévoir la répartition et la désintégration des débris.

L'image montre la rentrée atmosphérique de Cluster 4 en N&B ou en fausse couleur bleu pour rappeler qu'il s'agissait d'une observation de jour. Ceci dit, la caméra infrarouge détecte des couleurs que l'oeil humain ne peut voir. On peut y voir plusieurs fragments du satellite en train de se désintégrer.

J. Vaubaillon, LTE - Observatoire de Paris, ESA.

La mission a nécessité les efforts conjoints de chercheurs, industriels et agence spatiale : l'ESA (agence spatiale), Astros solution, Zafiro systems, Falcon Air (industriels), IRS/Hefdig (Allemagne), l'Université Comenius (Slovaquie), l'Université du Sud Quennsland (Australie) et l'Observatoire de Paris.

Trente instruments scientifiques ont été installés à bord d'un Dassault Falcon 900 (Falcon Air). Les rentrées atmosphériques contrôlées de satellites artificiels ont eu lieu dans le Pacifique sud. L'équipe s'est préparée à Sydney et s'est déployée sur l'île principale du royaume de Tonga. Les observations ont eu lieu vers midi, heure locale.

En partenariat avec l'ONERA, l'Observatoire de Paris (LTE/LIRA/UFE) a déployé une caméra infrarouge refroidie pour la circonstance. Le LTE possède une grande expérience dans l'observation atmosphérique des météores naturels et artificiels. Le LIRA et l'UFE ont fourni la caméra et le programme d'acquisition.

En savoir plus :

Communiqué de presse : https://www.esa.int/Space_Safety/Space_Debris/Cluster_s_encore_for_reentry_science_a_success

Blog : https://blogs.esa.int/rocketscience/2026/08/30/final-cluster-reentries-live-blog/

Opérations : https://x.com/esaoperations/status/2093315827462226336?s=48

Voir en ligne : Communiqué de presse

"La Terre est ronde"

Maïder Bugnon Olano — 2026-08-26T11:45:39Z

Nous savons que plusieurs savants et philosophes de l'antiquité étaient convaincus de la rotondité de la Terre. Comment pouvaient-ils l'être sans avoir à disposition toute la technologie actuelle ? Par le raisonnement déductif de ce qu'ils observaient.

Plongez avec eux dans l'Antiquité et découvrez comment ils ont abordé leurs démonstrations en vous laissant guider par l'application interactive de réalité virtuelle sur casque développée par le SE-OP du LTE.

Une fois l'application lancée vous entrez dans un univers éthéré au sein duquel trois ateliers vous sont proposés. Vous pouvez recréer leurs expériences : mesurer les ombres à la manière d'Ératosthène, simuler une éclipse de Lune avec Aristote et découvrir ce que révèle la ligne d'horizon.

Saisissez leurs intuitions, rejouez leurs démarches, et éprouvez la force d'observations simples qui ont changé notre vision du monde.

L'application est gratuite et nous espérons que vous aurez l'occasion de la tester chez vous, dans un musée ou lors d'un évènement !

https://www.meta.com/fr-fr/experien...

Voir en ligne : Lien vers l'application sur le store de Meta

Éclipse de Soleil du mercredi 12 août : quoi voir et où ?

Sylvie Lemaître — 2026-08-06T14:58:21Z

Tout le monde en parle et pourtant ce n'est pas encore très clair pour vous ?!
Qu'est-ce que vous verrez depuis chez vous ? Où faudra-t-il regarder ? À quelle heure ? Comment observer en toute sécurité ?
On vous a préparé une petite synthèse !

Éclipse totale ou partielle ?

En France, l'éclipse sera visible comme une éclipse partielle alors qu'elle sera totale dans le nord de l'Espagne. Cependant comme la bande de centralité de l'éclipse (d'où elle est totale) est très proche de la France, le pourcentage de Soleil éclipsé y sera élevé, ce qui garantit un beau spectacle !

Trajectoire de l'éclipse : la bande de centralité indiquée en gris foncé passe au nord de l'Espagne.

Que verra-t-on ?

L'éclipse sera visible sur tout le territoire français. Le pourcentage de Soleil éclipsé dépendra de votre lieu d'observation. Dans le sud de la France, il sera proche de 99%. Il diminuera au fur et à mesure qu'on s'éloignera du sud pour aller vers le nord où il sera de 90%.

Selon le lieu, il ne restera donc que 1 à 10% de la surface du Soleil visible sous la forme d'un fin croissant !
Un spectacle inhabituel et rare !

Pourcentage du Soleil éclipsé sur le territoire français.

À quelle heure se déroule l'éclipse ?

Soyez prêt dès 19h ! Car l'éclipse commencera approximativement entre 19h15 et 19h30 selon votre position en France. La Lune commencera alors à masquer le Soleil progressivement.

Le maximum de l'éclipse aura lieu entre 20h14 et 20h27, toujours en fonction de votre position.

La Lune s'éloignera alors du Soleil petit à petit et l'éclipse se terminera entre 21h05 et 21h20. Cependant pour une grande partie du centre et de l'est de la France, la toute fin de l'éclipse ne sera pas visible car le Soleil sera couché juste avant.

Du début à la fin, l'éclipse dure presque 2h : le temps de profiter du spectacle et de le partager !

Heures de début, maximum et fin de l'éclipse, et taux d'obscuration pour certaines villes du territoire français, en heure légale française. Télécharger le fichier pdf pour davantage de précision.

Pour connaître toutes les informations locales exactes sur votre lieu d'observation, rendez-vous sur notre site eclipseop.obspm.fr ou scannez ce QR code.

Où regarder ?

L'éclipse a lieu en fin de journée avant le coucher du Soleil : il faudra donc regarder vers l'ouest.

D'autre part comme le Soleil sera bas sur l'horizon, il faut s'assurer de trouver un lieu pour lequel l'horizon ouest est bien dégagé, sans arbre ni bâtiment pour pouvoir profiter du spectacle. Prendre de la hauteur est aussi une bonne option !

Comment observer en toute sécurité ?

La seule option pour vous garantir une observation sans risque est de vous procurer des lunettes spéciales éclipse aux normes européennes. Les lunettes sont disponibles dans de nombreux points de distribution entre 1 et 7 euros à l'unité (pharmacies, opticiens...), ou encore incluses dans certains magazines et ouvrages vendus actuellement. Pensez-y à l'avance !

Ne prenez aucun risque : ni pour vous ni pour ceux qui vous entourent. Les lésions oculaires provoquées par le Soleil sont indolores et certaines irréversibles !

Une autre alternative consiste à observer par projection. Positionnez deux feuilles de papier face au Soleil, espacées de 50cm environ, dont la première est percée d'un petit trou. L'image du Soleil passe par le trou de la première et va se projeter sur la deuxième. Vous pouvez appliquer ce principe avec une boîte à chaussures dont les bords vont obscurcir l'intérieur pour une image plus nette. Cette activité est réalisable avec les enfants, et permet aussi de faire une pause durant l'observation pour reposer les yeux et le cou !

Principe de l'observation de l'éclipse par projection.

Pensez également à protéger vos appareils (smartphone, appareil-photos, jumelles) avec des filtres adéquats. Si vous n'avez pas de filtres sur vos jumelles, appareil-photos ou lunettes astronomiques, ne regardez surtout pas par l'oculaire : il concentre davantage encore de rayons solaires que ne le fait l'œil et expose ainsi à des risques de lésions encore plus graves.

En savoir plus

Retrouvez :
– notre petit guide pédagogique spécialement édité, avec lunettes incluses : Trois éclipses en lumière
– un précédent article sur le sujet : Deux étés et un hiver, trois rendez-vous rares : la « trilogie ibérique » des éclipses (2026–2028)
– notre lettre d'information qui comprend ce mois-ci et les précédents une rubrique dédiée "Des éclipses en lumière"

Accueil de Jean-Luc Margot au LTE

Sylvie Lemaître — 2026-07-03T13:26:31Z

En septembre 2026, le Laboratoire Temps Espace accueillera le professeur Jean-Luc Margot, titulaire de la Chaire d'excellence Tocqueville-Fulbright obtenue au sein de l'Observatoire de Paris-PSL. L'objectif de cette chaire est de créer, développer et renforcer les coopérations franco-américaines.

Professeur à l'Université de Californie Los Angeles (UCLA), Jean-Luc Margot est un astronome renommé internationalement pour ses travaux dans l'astronomie radar planétaire et les mesures de haute précision des rotations des corps planétaires et recherche de technosignatures. Il deviendra membre de l'Académie royale des sciences, des lettres et des beaux-arts de Belgique avant la fin de de l'année. Il dirige également l'initiative UCLA SETI et a collaboré avec plus de 200 étudiants et 40 000 bénévoles pour la recherche de la vie dans l'Univers.

À partir de septembre, il travaillera au sein de l'équipe Astronomie et Systèmes Dynamiques (ASD) avec notamment N. Rambaux (Sorbonne Université) et J. Laskar (CNRS) sur l'étude de Vénus qui est l'objectif de la prochaine mission Envision, ainsi qu'autour de l'étude des satellites de glaces et des petits corps du Système solaire.

Il tiendra des conférences grand public sur la recherche de technosignatures et sur les mesures de hautes-précision radars de la rotation des planètes que vous pourrez retrouver dans la lettre d'information ainsi que sur notre page linkedin prochainement.

Jean-Luc Margot proposera enfin un enseignement dans le cadre du cycle de cours à la PSL Week du 23 novembre.

En savoir plus

Les projets de l'équipe ASD associés : Envision (ESA), ANR ROCHE
https://psl-week.psl.eu/
https://seti.ucla.edu/jlm/
https://fulbright-france.org/fr/bourses/institutions/chaire-tocqueville-fulbright

Un système d'au moins six exoplanètes révélé après dix ans d'observations

Sylvie Lemaître — 2026-07-03T12:31:52Z

Une équipe internationale menée par Salomé Grouffal (Université d'Aix-Marseille et Université Grenoble Alpes), incluant des membres du LTE, a étudié pendant dix ans un système planétaire exceptionnel comportant au moins six planètes à longues périodes orbitales. La période orbitale de la planète la plus externe (environ 1 an et demi) est de l'ordre de la période orbitale de Mars. Un tel système, rare, offre une nouvelle fenêtre pour comprendre la diversité des systèmes planétaires.

Les planètes du système HIP 41378 passent devant leur étoile (méthode des transits), imposant un alignement presque parfait avec la Terre. Or, seul un système comme HIP 41378 sur 200 est dans cette configuration. Le système HIP 41378 est donc une perle rare permettant d'étudier des planètes ayant des orbites comparables aux planètes du Système solaire.

Cinq planètes du système ont d'abord été découvertes en 2015 par le télescope Kepler, mais leur nature et leurs orbites restaient mal connues. La compréhension de ce système a nécessité une décennie d'observations avec des instruments majoritairement situés au Chili, qui ont mesuré les variations des vitesses de l'étoile sous l'influence des planètes (méthode des vitesses radiales).

HIP 41378 devient ainsi l'un des premiers systèmes multiples où des planètes à longue période sont bien caractérisées. Il se compose de trois planètes internes plus petites que Neptune et de trois planètes externes, peu denses et pouvant atteindre la taille de Saturne. Une septième planète, plus éloignée, reste à confirmer.

Parmi les planètes externes, la planète HIP 41378 f est particulièrement intrigante : son rayon extrêmement large compte tenu de sa masse défie les modèles de formation planétaire. Une hypothèse, actuellement à l'étude au LTE dans le cadre du projet WRAPS ("Where do Rings Appear in Planetary Systems ?") suggère que cette planète serait en réalité entourée d'anneaux opaques très inclinés, lui donnant l'apparence d'une planète plus grande (cf. Figure). La formation d'un tel anneau pourrait être le résulat naturel de l'évolution d'une lune autour de cette planète.

Figure : Vue d'artiste du système autour de l'étoile HIP 41378. Les anneaux autour de HIP 41378 f ne sont pas confirmés. Crédit : Salomé Grouffal

En savoir plus

Consulter le communiqué de presse CNRS.

Consulter l'article original : A decade of monitoring the HIP 41378 planetary system : Masses and orbital periods of six planets and a planet candidate, Astronomy & Astrophysics n°710, A275, 2026.

Consulter un article connexe : Oblique rings from migrating exomoons : A possible origin for long-period exoplanets with enlarged radii, Astronomy and Astrophysics n°675, A174, 2023.

Nouvelle parution : Trois éclipses en lumière

Sylvie Lemaître — 2026-06-19T12:49:16Z

Le Service espace (SE-OP) du Laboratoire Temps Espace publie prochainement ce petit ouvrage pédagogique, illustré et détaillé, pour observer et comprendre le phénomène des trois prochaines éclipses de Soleil qui seront partiellement visibles en France. Et pour une observation en toute sécurité les lunettes spéciales éclipse sont incluses.

OBSERVER : Comment observer ? Par quelles méthodes simples et faciles à mettre en œuvre ? Quels risques ? Quelles protections ?

COMPRENDRE : Qu'est-ce qu'une éclipse ? Comment se déroule t-elle ? Toutes les explications illustrées étape par étape.

EXPLORER : En savoir plus sur quelques éclipses dans l'histoire, sur les mythes et croyances liées aux éclipses, sur les éclipses visibles en France et dans le monde, passées et à venir.

Consulter le sommaire.

Voir quelques extraits de pages.

L'ouvrage est disponible chez l'éditeur sur ce lien, ou en librairie.

Format 14 × 21 cm – 88 pages en couleur
Éditeur : EDP Sciences
ISBN : 978-2-7598-4018-2
Date de parution : 9 juillet 2026
Prix : 12,90€

ÉclipSEOP : une application web pour observer l'éclipse de l'été

Sylvie Lemaître — 2026-04-17T13:34:03Z

Pour couvrir le phénomène astronomique de l'année 2026, le Service espace de l'Observatoire de Paris (SE-OP) enrichit son offre de service tout public et propose une application web, ÉclipSEOP, dédiée à l'observation de l'éclipse de Soleil du 12 août 2026.

L'application ÉclipSEOP donne accès à toutes les informations utiles pour observer l'éclipse depuis n'importe quel lieu à la surface de la Terre. Très simple d'utilisation, son ergonomie intuitive permet, en un minimum de clic, d'obtenir les horaires des différentes phases de l'éclipse ainsi qu'une représentation graphique du phénomène observable en un lieu donné.

Après avoir choisi un lieu sur la carte interactive qui montre la zone de visibilité de l'éclipse, vous connaitrez le type d'éclipse (partielle ou totale) observable depuis ce lieu, l'instant du maximum accompagné de la grandeur et du degré d'obscuration de l'éclipse, sa durée et celle de la phase de totalité si elle est visible.

Les circonstances locales de l'éclipse et les heures du lever et du coucher du Soleil au lieu choisi sont présentées sous forme chronologique ce qui permet d'appréhender facilement la visibilité des différentes phases de l'éclipse. On donne également la hauteur et l'azimut du Soleil pour les instants clés de l'éclipse.

Les heures données dans l'application sont en Temps universel coordonné (UTC). Pour obtenir l'heure en France métropolitaine, ajouter 2 h.

Toutes les données sont fournies par le Service Espace de l'Observatoire de Paris (SE-OP) qui élabore et diffuse les éphémérides des corps du Système solaire.

EN SAVOIR PLUS
• Lien vers l'application ÉclipSEOP
• Lien vers le portail des formulaires de calcul du SE-OP

Simulations numériques d'anneaux autour de corps irréguliers : le rôle imprévu de la résonance 1/3

Sylvie Lemaître — 2026-04-10T13:40:59Z

Une équipe internationale, impliquant un chercheur de l'Observatoire de Paris – PSL, de Sorbonne Université et du CNRS, et un chercheur de l'Université d'Oulu en Finlande, a étudié la dynamique d'anneaux via des simulations numériques collisionnelles de type N-corps. Elles montrent que la résonance spin-orbite 1/3 peut confiner efficacement les anneaux autour de corps irréguliers comme Chariklo, en transférant l'énergie fournie par cette résonance vers des modes libres de Lindblad, un processus jamais observé auparavant. Ces travaux font l'objet d'une publication dans la revue Astronomy & Astrophysics le 26 mars 2026.

Depuis quelques années, des anneaux ont été découverts autour de petits corps du système solaire, comme les objets de type Centaure Chariklo et Chiron, ou des objets trans-neptuniens comme Hauméa et Quaoar. Contrairement aux planètes géantes, qui sont pratiquement axisymétriques, ces petits corps sont irréguliers, ce qui crée de fortes résonances de type spin-orbite entre l'objet central et ses anneaux. Plusieurs des anneaux découverts sont ainsi près de la résonance spin-orbite 1/3 avec le corps, dans laquelle ce dernier effectue trois rotations lorsqu'une particule des anneaux effectue une révolution orbitale.

Ce n'est pas la première fois que des résonances sont associées à la présence d'anneaux confinés. En fait plusieurs des anneaux de Saturne, Uranus et Neptune se trouvent confinés à des résonance d'ordre un de type m/m-1 avec un satellite, celui-ci effectuant m-1 révolutions lorsque la particule en effectue m. Ces résonances, dite de Lindblad, ont été étudiées dans les années 1960 dans le cadre de la dynamique galactique. Elles forcent l'apparition de bras spiraux dans le disque, et dans le cas des anneaux, elles peuvent conduire au confinement d'anneaux étroits.

A priori, l'effet d'une résonance d'ordre deux de type m/m+2 (donc 1/3 pour m=1) est destructif. En effet, contrairement aux résonances de Lindblad, la résonance 1/3 conduit au croisement des lignes de courant forcées par cette résonance, une situation hautement dangereuse pour un anneau collisionnel. C'est comme si l'on construisait des voies d'autoroute qui se croisent sans feux rouge ! Ceci est illustré dans la figure ci-contre, où l'on voit le corps central avec une anomalie de masse (petit cercle accolé au corps central), entouré à gauche par l'orbite périodique d'une particule en résonance spin-orbite 1/2 avec le corps central. Cette orbite ne se croise pas, contrairement à l'orbite périodique correspondant à la résonance 1/3 à droite, qui possède un point d'auto-croisement (point bleu).

Les auteurs de la publication ont utilisé des simulations N-corps, dans lesquelles des dizaines de milliers de particules avec des rayons de quelques dizaines de mètres entrent en collision inélastiques, tout en étant perturbées par un corps central irrégulier. Cette irrégularité est modélisée par une anomalie de masse décrivant par exemple une montagne ou un cratère à la surface de Chariklo, voir la figure ci-dessus. Cette anomalie de masse est quantifiée par un paramètre sans dimension µ, qui mesure sa masse par rapport à celle du corps central.

Après une phase d'excitation qui conduit à l'auto-croisement de la ligne de courant excitée par la résonance 1/3, un phénomène surprenant apparaît : l'anneau transfère l'énergie reçue vers des modes libres de Lindblad, supprimant ainsi l'auto-croisement des orbites. Plus surprenant encore, ces modes libres conduisent finalement au confinement radial de l'anneau.

Ce processus est illustré dans la figure ci-dessus. Elle résulte d'une simulation N-corps avec 40000 particules de rayon 25 mètres subissant des collisions inélastiques et perturbées par la résonance 1/3. Les positions des particules sont montrées dans un diagramme longitude-rayon, la ligne pointillée montrant le rayon de la résonance 1/3. Dans le cas de Chariklo, l'intervalle de rayon couvert ici (de 2.03 à 2.12) correspond à une distance radiale d'environ 18 km centrée sur le rayon orbital de la résonance vers le rayon 2.08, correspondant 400 km pour Chariklo. Le temps indiqué est en unité de période de rotation de Chariklo (environ 7 h), soit environ 130, 136 et 205 ans pour les panneaux de gauche, du centre et de droite, respectivement. On voit à gauche la ligne de courant forcée par la résonance 1/3, avec un auto-croisement, puis une période de transition dans le panneau du centre qui aboutit à droite à une anneau fortement confiné, qui évite maintenant tout auto-croisement. L'analyse de Fourier de cet anneau montre qu'il résulte de la superposition de modes libres de Lindblad.

En faisant varier l'anomalie de masse µ et le rayon des particules, et via des arguments dimensionnels, les auteurs montrent que l'anneau principal de Chariklo peut être confiné avec des anomalies de masse de l'ordre de µ≈10^-3, en supposant des particules de taille de l'ordre du mètre. Cette valeur correspond à une montagne (ou un cratère) d'environ 10 km de haut (ou de profondeur) à la surface de Chariklo, ce qui est physiquement plausible pour un petit corps dont le diamètre est d'environ 250 km.

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Cette animation montre le confinement d'un anneau autour de la résonance 1/3 avec Chariklo. Elle résulte d'une simulation N-corps avec 40000 particules de rayon 25 mètres subissant des collisions inélastiques et perturbées par la résonance 1/3 avec Chariklo, ce dernier effectuant trois rotations quand les particules parcourent une révolution orbitale. L'anse de l'anneau est montrée en perspective, la distance en abscisse (2 à 2.12) correspondant à environ 24 km. Le temps en années écoulé depuis le début de la simulation, est indiqué en bas à droite de l'image.

Ce mécanisme pourrait s'appliquer également aux anneaux de Hauméa et de Quaoar, sachant que ce dernier possède également un anneau qui est proche de la résonance 5/7 avec le corps central. Comme la résonance 1/3, elle est d'ordre deux, et a donc la même structure topologique, avec auto-croisements des orbites périodiques, et possiblement le même comportement que l'anneau de Chariklo.

Référence

L'article est publié sous le titre : "Rings around irregular bodies II. Numerical simulations of the 1/3 spin-orbit resonance confinement and applications to Chariklo" en date du 26 mars 2026, https://doi.org/10.1051/0004-6361/202556946.
Un autre article exposant l'aspect théorique des résonances par Sicardy, Salo, El Moutamid, Renner et Souami a été publié le 25 novembre 2025, https://doi.org/10.1051/0004-6361/202556950.
Cette recherche a été partiellement financée par le projet « Roche » de l'Agence Nationale de la Recherche ANR-23-CE49-0012. Elle est le fruit d'activités scientifiques menées en France, à l'Observatoire de Paris - PSL au Laboratoire Temps et Espace (Observatoire de Paris – PSL / CNRS / Sorbonne Université / Université de Lille) et à l'Université d'Oulu en Finlande.

Contacts

Bruno Sicardy, Professeur émérite des universités SU, LTE
+33 (0) 1 40 51 23 34
bruno.sicardy@observatoiredeparis.psl.eu

Heikki Salo, Space Physics & Astronomy Research unit, University of Oulu
90014 Oulu, Finland
Heikki.salo@oulu.fi

Poisson, Arago, Young, Fresnel, Sommerfeld, Pluton et Triton : une étrange histoire de flash central

Sylvie Lemaître — 2026-03-25T13:23:36Z

Une équipe française, impliquant un chercheur de l'Observatoire de Paris – PSL, de Sorbonne Université et du CNRS, et un chercheur de l'Université Jean Monnet à Saint-Étienne, a étudié la structure des flashs centraux produits lors d'occultations stellaires par les atmosphères de Pluton et Triton, qui agissent comme d'immenses lentilles focalisant des rayons stellaires vers la Terre. Ces travaux font l'objet d'une publication dans la revue Astronomy & Astrophysics le 17 mars 2026.

Au début du XIX^e siècle, plusieurs expériences, dont celles de Thomas Young et d'Augustin-Jean Fresnel, ont fait triompher la théorie ondulatoire de la lumière. Mais tous les scientifiques n'étaient pas convaincus. Ainsi, Siméon Denis Poisson, adepte de la théorie corpusculaire de la lumière proposée par Isaac Newton, y était résolument opposé. La polémique enfla avec une question mise au concours par l'Académie des Sciences en 1818. Poisson avait noté à cette occasion que l'une des conséquences de la théorie ondulatoire de Fresnel serait la présence d'une tache brillante au centre de l'ombre portée par un disque opaque circulaire, via des interférences constructives de l'onde. Absurde pour lui : comment la lumière pourrait-elle éclairer le centre d'une ombre complètement noire ? D'autant plus que personne n'avait observé cette tache… Cependant, François Arago a pu en produire une avec un petit disque métallique. Les membres du jury ont été convaincus, et le prix de l'Académie fut attribué à Fresnel en 1819.

En souvenir de ces débats, on appelle aujourd'hui la tache observée tache de Poisson, ou de Poisson-Arago, ou de Fresnel. Elle a fait un retour inattendu lors de calculs effectués pour décrire les « flashs centraux » observés lors d'occultations stellaires par des objets comme Pluton ou Triton (figure ci-contre). La question était : quelle est la structure du flash produit par une atmosphère parfaitement sphérique et transparente ? Son amplitude peut-elle être infinie ? Quel est le rôle de la diffraction ?

Les calculs décrivant le flash font intervenir des intégrales de chemin et utilisent le lemme dit de Sommerfeld, essentiel en mécanique quantique. Une situation logique : les photons sont par essence des objets quantiques ! À partir de là, les auteurs envisagent plusieurs situations, en commençant par un occulteur sphérique sans atmosphère et de rayon R₀ et une étoile supposée ponctuelle. On obtient alors la tache de Poisson classique, dont le maximum d'irradiance est égal à celui qui est reçu de l'étoile en dehors de l'ombre. La tache de Poisson est décrite par le carré de la fonction de Bessel de première espèce et d'ordre zéro, J₀. C'est une fonction oscillante qui atteint l'unité au centre de l'ombre et qui a une largeur proche de λ∆/(2R₀), où λ est la longueur d'onde d'observation et ∆ est la distance géocentrique de l'occulteur. Ce pic est par ailleurs entouré de franges, également espacées de quasiment λ∆/(2R₀).

La figure ci-contre montre la structure de l'ombre projetée par un corps sphérique opaque de 10 km de rayon situé au niveau de Pluton et observé dans le domaine visible. On remarquera sur les bords gauche et droit les franges classiques de Fresnel causées par le limbe abrupt et opaque de l'objet.

Si on introduit une atmosphère ténue, mais trop faible pour focaliser les rayons lumineux vers le centre de l'ombre, non seulement la tache de Poisson subsiste, mais elle est amplifiée d'un facteur (R₀/r₀)², où r₀ < R₀ est le rayon de l'ombre portée par le corps, compte tenu de la réfraction des rayons lumineux due à l'atmosphère de l'occulteur. La figure ci-dessous montre la structure théorique de l'ombre d'un Pluton dont la pression atmosphérique a été arbitrairement divisée par dix par rapport à sa valeur actuelle, et observée en ondes millimétriques. On note sur les bords de l'ombre les franges de Fresnel mentionnées plus haut, ainsi que la tache centrale de Poisson amplifiée d'un facteur (R₀/r₀)².

Si l'atmosphère est suffisamment dense pour focaliser les rayons lumineux vers le centre de l'ombre, r₀ n'existe plus. Les calculs montrent alors que la diffraction impose une hauteur finie du flash voisine de (2π)²RH/(λ∆), où R est le rayon de la couche qui cause le flash central (proche de R₀), et H est l'échelle de hauteur de l'atmosphère. Pour Pluton et Triton (avec 0,01 mbar au sol), cette hauteur du flash peut atteindre dans le domaine visible des valeurs très grandes, de 10⁴ à 10⁵ fois la luminance de l'étoile hors occultation. Dans le même temps, la largeur du flash projeté sur Terre λ∆/(2R) est extrêmement petite, de l'ordre du mètre, ce qui rend sa résolution impossible avec la technologie actuelle. Cependant, comme cette largeur est proportionnelle à λ, des observations faites en ondes millimétriques pourraient résoudre le flash et les franges qui l'entourent, qui auraient alors des tailles de l'ordre du kilomètre.

La figure ci-contre montre une courbe théorique d'occultation par Pluton observée dans le domaine visible. Les franges de Fresnel sont maintenant trop peu contrastées pour être observées. Autour du flash, qui atteint des valeurs très grandes hors échelle (10⁴), on voit de rapides fluctuations causées par les franges de Poisson. Ces franges découlent des interférences entre les images stellaires primaire et secondaire produites par l'atmosphère de Pluton, donc identiques aux interférences produites dans l'expérience des fentes de Young, mais avec une subtile quadrature de phase supplémentaire corrélée au fait que les rayons lumineux correspondant à l'image secondaire passent par la caustique axiale juste avant d'arriver dans le plan de front de l'observateur.

Ceci étant, d'autres effets doivent être pris en compte pour décrire le flash. Par exemple, la dimension de l'étoile occultée est finie. Une fois projetée au niveau de l'occulteur, cette taille est habituellement de l'ordre du kilomètre. Cela implique que les effets de diffraction sont lissés par le diamètre stellaire : dans le cas d'une atmosphère ténue, la hauteur du flash central est alors inférieure à (R₀/r₀)² ; dans le cas d'une atmosphère dense comme celle de Pluton actuellement, les calculs montrent que malgré ce lissage, le flash peut encore atteindre des hauteurs supérieures à 50 fois le signal initial de l'étoile. Un autre effet à prendre en compte est la distorsion éventuelle de l'atmosphère par rapport au modèle sphérique. Dans ce cas, la tache de Poisson est remplacée par une caustique bordée de franges, un prochain sujet d'étude…

Référence

L'article est publié sous le titre : “Central flashes during stellar occultations.
Effects of diffraction, interferences, and stellar diameter” en date du 17 mars 2026, https://doi.org/10.1051/0004-6361/202555548

Cette recherche est le fruit d'activités scientifiques menées en France, à l'Observatoire de Paris - PSL au Laboratoire Temps et Espace (Observatoire de Paris – PSL / CNRS / Sorbonne Université / Université de Lille) et à l'Université Jean Monnet Saint-Etienne, CNRS, Institut d'Optique Graduate School, Laboratoire Hubert Curien, UMR 5516.

Contacts

Bruno Sicardy
Professeur émérite des universités SU, LTE
+33 (0) 1 40 51 23 34
bruno.sicardy@observatoiredeparis.psl.eu

Luc Dettwiller
Collaborateur du Laboratoire Hubert Curien,
Institut d'Optique, Saint-Etienne
dettwiller.luc@gmail.com