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

ÉclipsSEOP : une application 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.

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

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 une 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-contre 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'expériences 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 entourée 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

Deux étés et un hiver, trois rendez-vous rares : la « trilogie ibérique » des éclipses (2026–2028)

Sylvie Lemaître — 2026-03-03T14:32:47Z

Imaginez : en l'espace de trois ans, la Lune vient « viser » l'Europe du Sud à répétition. Résultat : l'Espagne devient le meilleur balcon d'Europe pour vivre des éclipses solaires d'exception - une totale au coucher du Soleil (2026), une totale du matin (2027), puis un spectaculaire « anneau de feu » en plein crépuscule (2028).

12 août 2026 : éclipse totale, la « nuit d'été » au ras du soir

Carte de visibilité de l'éclipse totale de Soleil du 12 Août 2026. Crédits LTE

Déplacement de l'ombre de la Lune sur la Terre lors de l'éclipse totale de Soleil du 12 Août 2026. Le point noir représente les lieux pour lesquels l'éclipse sera totale. Crédits LTE

En plein cœur de l'été, le Soleil s'apprête à faire un vrai numéro de disparition. La bande de totalité traverse le nord de l'Espagne (et passe aussi par l'Islande) : là, pendant environ 1 à 2 minutes selon l'endroit (max 1 min 50 s dans le nord de l'Espagne, jusqu'à 2 min 18 s sur la ligne centrale avant d'arriver en Europe), le jour bascule - le ciel bleuit, l'air fraîchit, et la couronne solaire apparaît comme un halo vivant autour d'un disque noir. Et tout cela arrive vite : l'ombre avance à environ 3429 km/h, comme une vague sombre qui déferle sans bruit. En France, ce sera une éclipse partielle en soirée, parfaite à observer au retour de la plage ou d'un pique-nique : la lumière devient étrange, comme si quelqu'un avait tourné doucement le variateur du monde. Et pour l'Europe “facile d'accès”, c'est un rendez-vous très attendu : la première éclipse visible depuis l'UE continentale depuis 1999, le retour d'un grand spectacle tout près de chez nous.

2 août 2027 : éclipse totale, la grande « longue »

Carte de visibilité de l'éclipse totale de Soleil du 2 Août 2027. Crédits LTE

Déplacement de l'ombre de la Lune sur la Terre lors de l'éclipse totale de Soleil du 2 Août 2027. Le point noir représente les lieux pour lesquels l'éclipse sera totale. Crédits LTE

Un an plus tard, nouveau coup de théâtre… mais cette fois le matin, quand le ciel est clair et que l'ombre s'avance sur le continent à une vitesse de 2398 km/h. La totalité effleure l'Europe par le sud de l'Espagne, vers l'Andalousie et le détroit de Gibraltar : là, l'obscurité peut durer plusieurs minutes (jusqu'à près de 5 minutes dans les meilleurs secteurs : 4 min 49 s à Ceuta, plus de 4 min 30 s à Tarifa), assez longtemps pour sentir le silence se faire et pour voir l'horizon prendre des couleurs de crépuscule sur 360°. Plus loin sur son trajet (notamment vers l'Égypte), l'éclipse atteint un maximum d'environ 6 min 23 s - deuxième plus longue éclipse totale du XXIᵉ siècle et la plus longue sur des terres facilement accessibles, celle dont on dit qu'elle laisse « le temps de regarder », comme si le temps, lui aussi, se regardait : le temps d'être surpris, le temps de comprendre, le temps d'avoir la chair de poule. En France, on la verra partielle, comme un croissant qui grignote le Soleil, mais l'événement, lui, se joue à quelques heures de route. Et pour dépasser cette durée, il faudra attendre très longtemps, près d'un siècle : la prochaine totale plus longue est annoncée pour le 3 juin 2114, avec 6 min 32 s au maximum, avant la très longue du 13 juin 2132, approchant la durée maximale d'une éclipse totale lorsque toutes les conditions célestes optimales sont réunies, soit 7 min.

26 janvier 2028 : éclipse annulaire, l'« anneau de feu » au crépuscule

Carte de visibilité de l'éclipse annulaire de Soleil du 26 janvier 2028. Crédits LTE

Déplacement de l'ombre de la Lune sur la Terre lors de l'éclipse annulaire de Soleil du 26 Janvier 2028. Crédits LTE

Dernier acte, en plein hiver : pas une nuit en plein jour, mais un bijou céleste. Le 26 janvier, la Lune se place juste devant le Soleil sans le recouvrir totalement : elle laisse un anneau lumineux, fin, net, presque irréel - le fameux « ring of fire ». La bande annulaire survole à nouveau le Portugal et l'Espagne (avec un passage vers Gibraltar et le nord du Maroc) et, magie supplémentaire, le phénomène se produit en fin d'après-midi : un spectacle de crépuscule, où l'anneau peut durer plusieurs minutes, avec un maximum mondial d'environ 10 minutes, très rare pour une annulaire et donc exceptionnelle à ce titre (la durée maximale “théorique” d'une éclipse annulaire est d'environ 12 min 35 s). Ici, la lenteur relative de l'ombre fait partie de la magie : près de 1709 km/h - et c'est aussi l'une des raisons majeures pour lesquelles l'anneau peut s'attarder si longtemps. En France, ce sera une partielle : un avant-goût. Mais sur l'Ibérie, avec un horizon bien dégagé, on pourra voir le Soleil porter sa bague - comme si le ciel signait, en lumière, la fin de cette trilogie.

En savoir plus

Éclipse totale de Soleil du 12 Août 2026
Éclipse totale de Soleil du 8 Août 2027
Éclipse annulaire de Soleil du 26 Janvier 2028

Le projet EQUIP-G prend son envol

Sylvie Lemaître — 2026-03-03T13:47:49Z

Vers une entité européenne pérenne gérant un parc partagé de gravimètres quantiques accessibles à tous et un réseau de stations terrestres de référence.

Les mesures de gravité constituent un outil unique pour l'imagerie du sous-sol, car elles fournissent des informations directes sur les variations de masse souterraines. Elles jouent de plus un rôle essentiel pour l'établissement des références spatiales terrestres. La gravimétrie permet de cartographier et de surveiller la dynamique du sous-sol, et les applications sont nombreuses : géothermie, surveillance du dérèglement climatique, des nappes phréatiques et des volcans, stockage de gaz dans le sous-sol.

Après des décennies de recherche, de développement et de transferts industriels, la technologie quantique a atteint un haut niveau de maturité et il est désormais possible de bénéficier de gravimètres quantiques opérationnels sur le terrain offrant de nombreux avantages par rapport aux appareils utilisés jusqu'à présent.

Gravimètre quantique déployé au Groenland en août 2025 dans le cadre du projet EQUIP-G.
Crédits Tim Jensen, DTU

Le consortium EQUIP-G déploie un parc de gravimètres quantiques en Europe et propose des prêts gratuits à la communauté géophysique et géodésique pour utiliser cette technologie. D'ici 2029, le projet devra fournir à la Commission Européenne les détails et les recommandations concernant un futur parc d'instruments partagés (des gravimètres quantiques terrestres ou embarqués). Il s'agira notamment de gérer les demandes des différentes institutions publiques, d'assurer le suivi des instruments et de dispenser les formations. Enfin il s'agira aussi de trouver la meilleure solution pour le stockage et la mise à disposition de l'ensemble des données qui seront publiques.

La future entité serait similaire à une Infrastructure de Recherche et avec des enjeux proches du partage du temps de télescopes par les astronomes qui réservent des durées d'observation et récupèrent les données.

Comment fonctionne un gravimètre ?

Un gravimètre quantique est un capteur qui reproduit l'expérience de la pomme de Newton. Plusieurs fois par seconde, des atomes sont piégés et refroidis par laser pour former un petit échantillon de matière. Cette masse d'épreuve est alors lâchée en chute libre dans le vide. L'accélération subie par les atomes est mesurée par un laser de référence vertical en utilisant le principe de l'interférométrie atomique, qui permet de réaliser des mesures de précision en faisant interférer des ondes de matière manipulées par des impulsions lasers. Le résultat correspond à l'accélération de la pesanteur terrestre, g.

Le service LNE-OP du laboratoire LTE a été un des pionniers de l'interférométrie dans le monde, dès le début des années 2000 et une partie de cette recherche a été transférée avec succès vers l'industrie dans les années 2010. Des recherches actives sur le sujet continuent d'être menées dans l'équipe Interférométrie Atomique et Capteurs Inertiels.

Qui porte ce projet ?

Sur appel de la commission européenne (HORIZON-CL4-2024-DIGITAL-EMERGING-02), le projet EQUIP-G, composée d'un consortium de 20 partenaires de 11 pays européens, a été sélectionné pour développer et déployer un réseau de gravimètres quantiques en Europe d'ici 2029. Le projet est porté par le CNRS et piloté par Sébastien Merlet et Jean Lautier-Gaud, membres du LTE.

En savoir plus

Le site web du projet.
Page web de l'équipe Interférométrie atomique du LTE.
Vidéo, diffusée par ARTE, décrivant le fonctionnement de l'instrument quantique sur le volcan Etna.

Parution : Les dentelles noires de l'Etna

Sylvie Lemaître — 2026-03-03T12:55:08Z

Le 20 février est paru un ouvrage intitulé Les dentelles noires de l'Etna, écrit par Jean Lautier-Gaud, membre du personnel du LTE. Il y relate une expérience issue des recherches d'une équipe du LTE.

Dans ce roman, Jean Lautier-Gaud revient sur l'aventure scientifique et humaine à laquelle il a participé pour installer un gravimètre quantique aux « Dentelles noires », le poste observatoire situé au plus près des cratères de l'Etna. Ce capteur, qui repose sur les travaux de l'équipe Interférométrie Atomique et Capteurs Inertiels du LTE, participe à l'étude et la surveillance des volcans. L'auteur revient sur le projet et le roman.

« Ma thèse avec Arnaud Landragin au LTE (ex-SYRTE) a porté sur le développement d'un gravimètre quantique compact pour des mesures de terrain au sein de l'équipe Interférométrie atomique et capteurs inertiels. En 2014, nous avons publié un résultat majeur ouvrant la voie à l'utilisation de ces instruments hors des laboratoires.

Les technologies développées dans l'équipe furent transférées par le CNRS à la start-up Muquans qui en a fait un produit commercial, permettant alors d'installer un de ces capteurs sur le volcan Etna, expédition à laquelle j'ai participé personnellement.

J'ai fini par écrire un livre sur le sujet, dans lequel je reviens sur l'aventure humaine et scientifique de l'ascension. La vulgarisation scientifique autour des sujets de la métrologie, des capteurs quantiques et de la géophysique y tient une bonne place. Le roman est sorti le 20 février en librairie, aux éditions Transboréal.

Aujourd'hui, le déploiement de gravimètres quantiques sur le terrain continue, notamment dans le cadre du projet EQUIP-G, porté par le CNRS et piloté par le LTE. »

Format : 12 × 18 cm – 224 pages
Éditeur : Transboréal
ISBN : 978-2-36157-366-9

En savoir plus
Le projet EQUIP-G
Lien vers l'éditeur Transboréal
Lien vers l'article concernant les travaux scientifiques à l'origine de cette expérience

Quelle heure est-il sur la Lune ?

Sylvie Lemaître — 2026-02-17T13:38:31Z

L'exploration de la Lune et de ses environs connait un regain d'intérêt depuis une dizaine d'années ; en témoignent les programmes Artemis (NASA), LunaNET (NASA/ESA) et Moonlight (ESA). Leur objectif est d'établir une présence permanente autour et sur la Lune, ce qui nécessite la mise en place d'une infrastructure dédiée à la navigation, au positionnement et aux télécommunications aux abords de notre satellite. Pour ce faire, il est nécessaire de s'accorder au préalable sur l'utilisation d'une échelle de temps coordonné, jouant le même rôle que le temps universel coordonné (UTC) sur Terre, et permettant aux différents acteurs lunaires d'échanger des informations et de comparer leurs mesures.

La notion de temps coordonnée nous est fournie par la théorie de la relativité, et ne doit pas être confondue avec celle, plus familière, de temps propre. Ce dernier possède une dimension locale et représente le temps qui est physiquement indiqué par une horloge idéale. A contrario, le temps coordonné est purement conventionnel, mais dispose d'une portée globale, c'est-à-dire qu'il est défini et peut être utilisé partout, et par n'importe quel observateur. Deux observateurs distants peuvent ainsi comparer la primauté de leur datation locale respective en convertissant (via une procédure mathématique) leur mesure de temps propre dans une même échelle de temps coordonnée.

Dans l'environnement lunaire, trois échelles de temps coordonnés peuvent présenter un intérêt pratique. La première, E1, est l'échelle de temps la plus fondamentale ; elle est naturellement donnée par la théorie de la relativité générale : c'est le temps coordonné lunocentrique. La durée d'une seconde de E1 coïncide avec une seconde d'une horloge qui serait située au centre de masse de la Lune ; E1 est ainsi l'analogue pour la Lune du temps coordonné géocentrique. La deuxième échelle (E2) est obtenue en appliquant artificiellement un facteur multiplicatif à la durée d'une seconde de E1, de sorte que la seconde de E2 coïncide avec la seconde battue par une horloge au repos sur le géoïde lunaire ; E2 est alors l'analogue pour la Lune du temps terrestre. Enfin, la troisième échelle (E3) est elle aussi artificiellement construite en appliquant un facteur multiplicatif à la durée d'une seconde de E1, en s'assurant, cette fois-ci, que la durée d'une seconde de E3 est aussi proche que possible d'une seconde de l'échelle de temps universel coordonné.

L'échelle E2 peut présenter un avantage si plusieurs horloges placées sur la surface de la Lune souhaitent échanger leur mesure. En effet, le temps propre de chaque horloge lunaire restera proche du temps coordonnée E2 qui est utilisé pour la comparaison, ce qui masque la procédure mathématique de transformation du temps propre en temps coordonné. Cependant, la surface de la Lune étant fortement nivelée, une horloge atomique ne se trouvera généralement pas sur le géoïde lunaire ; elle ne bâtera donc pas la même seconde que E2 et la procédure mathématique de transformation ne pourra pas être évitée en générale. Cette procédure devra être obligatoirement appliquée si l'échelle de temps coordonné est E1 ou E3. Dans les trois cas, elle peut tout de même encore être contournée en changeant artificiellement la fréquence des horloges lunaires. Les corrections de fréquence à appliquer sont respectivement de l'ordre de 10-11, 10-13 et 10-10 (en relatif) pour les échelles E1, E2 et E3.

À première vue, E2 est donc la plus avantageuse. Cependant, E2 et E3 sont des mises à l'échelle de E1, ce qui, dans le cadre de la théorie de la relativité générale, implique de mettre également à l'échelle les masses. Cette mise à l'échelle des paramètres physiques est problématique dans la mesure où une même masse peut dès lors se voir attribuer plusieurs valeurs numériques ! Par exemple, le fait d'adopter E2 ou E3, obligerait à utiliser une masse de la Terre qui n'aurait pas la même valeur numérique que celle définie naturellement par l'échelle de temps coordonnée barycentrique.

En conclusion, puisque la procédure mathématique qui transforme les temps propres en temps coordonnées E1, E2, et E3 ne peut pas être évitée pour des horloges situées sut la surface de la Lune, et parce que E1 n'implique pas de mise à l'échelle des paramètres physiques contrairement à E2 et à E3, nous recommandons d'adopter le temps coordonné lunocentrique (c.-à-d. E1) comme échelle de temps coordonné associée au système de référence lunaire. Dans un futur proche, cette approche sera facilement transposable aux autres corps du système solaire, notamment Mars.

Contact
Adrien Bourgoin, Astronome adjoint, LTE, Observatoire de Paris
adrien.bourgoin@obspm.fr

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Nomination d'un chercheur du LTE ambassadeur de l'innovation

Sylvie Lemaître — 2026-02-03T15:05:34Z

Le CNRS s'est doté d'un réseau d'ambassadeurs de l'innovation, créé en 2024. Ce réseau est composé d'environ 80 chercheurs de toutes disciplines, reconnus pour leurs capacités d'innovation dans leur recherche.

Un chercheur du LTE a été nommé dans ce réseau : Carlos Garrido Alzar (équipe Interférométrie Atomique et Capteurs Inertiels – IACI du LTE). Ses recherches portent sur le développement de l'interférométrie à atomes guidées sur des microcircuits à atomes pour des applications en positionnement, navigation et timing. Ces travaux sont développés en collaboration avec des industriels français et européens opérant dans les secteurs de l'aérospatiale et de la navigation inertielle. Ils ont fait l'objet de 4 dépôts de brevets en technologies quantiques.

Le rôle des ambassadeurs est de booster l'innovation : témoigner, accompagner et encourager toutes les formes de valorisation des recherches grâce à leur expérience de parcours, à leur volonté de communiquer et de transmettre. Il s'agit de donner du sens à la recherche fondamentale et d'en appliquer les découvertes à la société.

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Actualité CNRS : Ambassadeurs de l'innovation : susciter le futur au cœur du CNRS

Contact
Carlos Garrido Alzar
carlos.garrido@obspm.fr

Aux frontières de Saturne : l'intelligence artificielle en quête de nouvelles lunes

Sylvie Lemaître — 2025-12-29T11:40:19Z

La collaboration entre l'École pour l'informatique et les techniques avancées (EPITA) et l'Observatoire de Paris révèle une utilisation fructueuse de l'imagerie spatiale.

La mission Cassini-Huygens, menée par la NASA, l'ESA et l'Agence spatiale italienne, l'ASI, a exploré Saturne, ses anneaux et ses satellites entre 2004 et 2017. En appliquant des techniques avancées de vision par ordinateur aux données issues de cette mission, Guillaume Tochon, enseignant-chercheur et responsable de l'équipe Traitement d'image et reconnaissance des formes au sein du Laboratoire de Recherche de l'EPITA, Valéry Lainey, astronome au LTE à l'Observatoire de Paris, et Giulio Quaglia, doctorant au LTE, ont mis en évidence une nouvelle façon d'exploiter les images. Celle-ci permet d'améliorer l'étude des rayons cosmiques, de faciliter la recherche de nouvelles lunes et d'ouvrir de nouvelles perspectives pour l'exploration des systèmes planétaires.

Quand le traitement d'images rencontre l'astronomie : un rapprochement fécond

Ce partenariat scientifique débute lorsqu'une étudiante de l'EPITA entame un stage à l'Observatoire de Paris à l'automne 2020.

Les astronomes prennent alors connaissance de l'existence, à l'école, d'une équipe experte en algorithmes d'analyse d'images. Pour Guillaume Tochon, le rapprochement est une opportunité unique : « Les problématiques présentes dans les images spatiales se prêtent particulièrement bien au traitement par des algorithmes de reconnaissance de formes. »

Guillaume Tochon et son équipe sont spécialistes de morphologie mathématique et leurs travaux couvrent un large spectre. L'application au spatial ouvre un terrain encore peu exploré par l'équipe. La mission Cassini, qui a photographié le système saturnien pendant 13 ans, constitue un gisement immense de données. Trop vaste pour les astronomes seuls, elles comprennent des centaines de milliers d'images, dont beaucoup n'ont jamais été examinées dans le détail.

À partir de cette matière brute, la thèse de Giulio Quaglia vise d'abord à répondre à une question : des lunes inconnues se cachent-elles encore dans ces images ?

Une intelligence artificielle pour distinguer l'invisible

Détecter des objets célestes minuscules revient à identifier « des tâches de quelques pixels dans ces images », indique Guillaume. La difficulté tient autant à leur petite taille qu'à leur diversité, étoiles, lunes connues ou potentielles, mais aussi rayons cosmiques frappant le capteur de Cassini. Ces particules de haute énergie laissent des traces courtes et irrégulières, impossibles à annoter manuellement sur des milliers d'images.

L'équipe crée donc une première base semi-automatique, un algorithme naïf qui identifie toutes les sources brillantes, puis les classe selon leur correspondance avec les catalogues d'étoiles ou les éphémérides des lunes. Tout ce qui ne correspond à rien de déjà connu est catégorisé comme rayon cosmique. Malgré ses imperfections, cette base sert d'entraînement à un réseau de neurones. « Notre pari est de se dire qu'elle est statistiquement suffisamment bonne » explique Guillaume Tochon.

Et ce pari s'est avéré gagnant : l'IA apprend à corriger les erreurs de départ. Par exemple, lorsque l'algorithme naïf confondait de fines portions d'anneaux avec des particules, « le réseau ne s'est pas fait leurrer ».

Sur plusieurs dizaines d'images annotées manuellement pour validation, le modèle montre une capacité remarquable à distinguer les trois catégories d'objets.

Surtout, les résultats obtenus sur les rayons cosmiques sont saisissants. La distribution spatiale et temporelle déduite des images est cohérente avec les mesures obtenues par les instruments spécialisés embarqués à bord de la sonde Cassini. « On a été capable de récupérer des résultats analogues (…) juste avec une caméra », souligne le chercheur.

De Saturne à Jupiter : une méthodologie appelée à voyager

Cette avancée ouvre plusieurs perspectives concrètes. D'abord, la recherche de nouvelles lunes : toutes les prédictions générées par l'IA ont été conservées et pourront être croisées avec les modèles orbitaux.

Ensuite, ces travaux préparent directement la mission JUICE (Jupiter Icy Moons Explorer), mission spatiale de l'Agence spatiale européenne dédiée à l'étude de Jupiter et de ses lunes glacées majeures. « Ce qu'on a développé là pour Saturne va se transposer de manière très directe » aux futures images de la sonde. La possibilité d'analyser les particules de haute énergie grâce à de simples caméras pourrait réduire significativement les coûts des missions spatiales, où chaque instrument supplémentaire représente un défi technique et financier.

Cette collaboration avec l'Observatoire de Paris illustre la mission de l'EPITA : apporter une expertise à la fois scientifique et technologique décisive à d'autres disciplines. Comme le rappelle Guillaume Tochon, « le but n'est pas forcément d'innover dans les méthodes, mais de transférer correctement les méthodes que l'on maîtrise ».

L'image devient ainsi un langage commun entre ingénieurs et astronomes, capable de révéler ce que l'œil humain ne peut déceler.

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Juice, prochaine grande mission scientifique de l'Europe.

Crédits image : NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Le projet Q-PLANET

Sylvie Lemaître — 2025-12-16T14:04:07Z

Le projet Q-PLANET a été retenu pour financement dans le cadre du programme Chips Joint Undertaking (Chips JU).

Ce projet, dans lequel Carlos L. Garrido Alzar du LTE, leader du workpackage Atom chips (2,3M d'euros), vise l'établissement d'une ligne pilote quantique d'innovation scientifique et industrielle basée sur les atomes froids sur microcircuits.

Cette ligne pilote a pour objectif le développement durable de puces (photoniques et à atomes) et ses technologies habilitantes (électronique, numérique, packaging, ultra-vide, et autres), permettant l'indépendance de l'UE dans les technologies quantiques critiques.