Sommaire:
Résumé
Objectifs et intérêts scientifiques du programme.
Introduction générale
Calendrier
Etude de site
Astrosismologie
Rattachement aux grands programmes, nationaux et internationaux.
Bibliographie
- Etude de site
- Astrosismologie

Le programme consiste à effectuer la qualification la plus complète possible de la qualité du ciel du Dôme C pour l'Astronomie Optique au moyen de versions adaptées aux conditions polaires de nos instruments DIMM et GSM.
Deux programmes astrophysiques exploiteront les particularités du site (transparence , longue durée d'observation et faible scintillation) pour un programme de jour d'imagerie solaire et un programme de nuit, sur la sismologie des deux composantes de l'étoile double Alpha du Centaure.

Objectifs et intérêts scientifiques du programme.

1 - Introduction générale

Les motivations du programme proposé ici sont d'apporter tout d'abord une réponse définitive à la question de la qualité astronomique du Dôme C, et d'effectuer l'étude sismologique des deux composantes de l'étoile double Alpha du Centaure. En complément éventuel, les mesures solaires serviront à tester nos instruments, puis viendront en complément des observations solaire de la sonde SOHO de l'ESA, qui porte 3 instruments consacrés à la sismologie, et en particulier GOLF qui observe le Soleil "comme une étoile".

L'Antarctique est-il un continent propice au développement de l'astronomie moderne ' La question est posée depuis 1979, quand l'américain Martin Pomerantz, alors directeur de la Fondation Bartol à Newark (Delaware) met sur pied la première véritable mission astronomique en Antarctique. Il s'associe pour cette occasion à deux jeunes chercheurs niçois, Eric Fossat et Gérard Grec. Cette expédition sera un coup de maître puisque les protagonistes réussissent à observer le Soleil pendant 6 jours d'affilée et mettent en évidence ses oscillations globales identifiables individuellement pour la première fois, donnant ainsi le coup d'envoi d'une nouvelle discipline qui s'appellera l'héliosismologie.

La question est donc posée, mais sa réponse se fait quelque peu attendre.
Les observations astronomiques réalisées au pôle depuis ce premier succès ont montré à la fois l'excellence de la transparence du ciel et malheureusement le nombre limité des jours de ciel clair. Au Dôme C, la question de la qualité astronomique du ciel est restée longtemps spéculative : l'altitude supérieure, la statistique des vents et les premières informations sur la couverture nuageuse nettement réduite par rapport à celle du Pôle ont fait penser que le site est probablement meilleur que celui du pôle, ce qui est maintenant confirmé par des observations infrarouge et la campagne préliminaire de Jean Vernin. Il paraît donc justifié de poursuivre cette étude juste ébauchée de la qualité des images astronomiques sur le site. Ceci est possible avec des instruments de taille modeste facilement transportables, qui seront également adaptés à la sismologie des étoiles brillantes. En cette fin de siècle, alors que les grands organismes internationaux comme l'ESO ont amorcé l'effort de réflexion sur les futurs télescopes géants (la classe des 100 mètres) pour lesquels il faudra trouver des sites d'altitude très peu ventés, on ne peut pas faire l'économie de l'étude approfondie du site Concordia qui, d'entrée, satisfait ces deux critères.

La sismologie des étoiles, l'astrosismologie, reste actuellement un peu en marge de l'astronomie classique, qui s'est engagée dans la course aux grands télescopes, totalement inadaptés à cette recherche. Il est d'ailleurs certain que la turbulence atmosphérique dans les sites classiques ne permet que des observations d'oscillations de très grande amplitude, pour des étoiles bien particulières.

L'astrosimologie est par contre un des axes de développement des observations hors atmosphère. La sismologie des étoiles a donc fait l'objet successivement du projet STARS de l'Agence Spatiale Européenne, puis du projet COROT du CNES après qu'un instrument (EVRIS) ait été victime de l'échec du lancement des missions soviétiques vers Mars. Les projets se succèdent, mais la difficulté d'optimiser à coup sûr un instrument spatial et la multiplicité des objectifs envisagés a abouti trop souvent à des difficultés pour le financement d'un instrument trop complexe, donc coûteux. Actuellement le projet COROT est programmé pour la mesure d'étoiles faibles et la recherche de planètes extrasolaires. Nous proposons ici l'observation d'étoiles parmi les plus brillantes du ciel austral. La mesure des étoiles brillantes est techniquement plus facile, mais ne sera pas au programme des instruments spatiaux.

Les conditions d'observations dans les sites classiques de l'astronomie ne permettent pas ces observations. Nous espérons bien entendu que les perturbations atmosphériques des images seront bien moindres au dôme C,une mesure précise des conditions d'observation et des résultats préliminaires d'astrosismologie, qui seront également favorisés par la longueur de la nuit, seront déterminants pour la poursuite de ce programme

Pour les observations solaires, la sonde SOHO de l'ESA porte 3 instruments consacrés à la sismologie. Nos observations viendront en complément, en particulier de l'instrument GOLF qui fonctionne en mode dégradé.

2 - Calendrier :

Nous nous proposons donc d'effectuer la qualification de nuit du site Concordia, en plusieurs étapes comprenant également un supplément de qualification diurne

Pendant l'été austral 2001-2002, une première campagne sur le site a servi à qualifier au froid un certain nombre de composants instrumentaux.

Pendant l'été austral 2002-2003, test de l'ensemble de la structure porteuse (plate-forme de 5 mètres de hauteur) et programme d'observations solaires. Qualification du site de jour,du sismomètre stellaire et mesure des phases du « background » solaire comme décrit plus loin. Une partie du matériel à été alors entreposé sur place pour l'hiver.

L'été 2003-2004,, tout sera installé, à savoir deux télescopes en parallèle.

Premier hivernage (année 2005)

3 - Etude de site,
sous la responsabilité scientifique de Francis Martin,
UMR « LUAN », Université de Nice

C'est dès 1992, en collaboration avec C. Muñoz-Tuñon de l'IAC (Tenerife), que notre laboratoire jette les bases scientifiques de l'analyse des performances d'un site astronomique du point de vue de la Haute Résolution Angulaire, ou « seeing ». Nous développons l'idée qui consiste à déployer divers instruments, sur le même site et simultanément, qui sondent l'atmosphère à diverses altitudes. Ces instruments doivent obligatoirement donner des mesures absolues ; calibrées et sur des gammes d'altitude qui se recoupent pour assurer une certaine redondance nécessaire à l'interprétation des résultats. Cette approche est devenue possible grâce aux divers instruments conçus et réalisés dans notre laboratoire : Scidar, ballons instrumentés, Mât, Moniteur de seeing, et plus récemment, GSM.

En 1992 également s'est amorcée une coopération entre notre équipe, le CARA (USA) et le JACARA (Australie). Cette coopération avait pour but d'étudier le site du Pôle Sud. Deux campagnes effectuées en 1994 et 1995 ont été des succès qui ont montré que sur ce site, pratiquement toute la turbulence est concentrée dans la couche de surface, d'une grosse centaine de mètres d'épaisseur, et que la contribution du reste de l'atmosphère libre est responsable d'un seeing moyen de 0.2 secondes d'arc environ. D'aussi bonnes conditions n'ont jamais été mesurées dans aucun site terrestre. Ce résultat encourage fortement les projets de télescopes embarqués sous ballon captif à basse altitude.

Il a aussi encouragé l'étude du site antarctique du Dôme C dans le cadre du projet franco-italien Concordia. Ce site, sur l'un des plus hauts plateaux antarctiques (près de 3300 m d'altitude géographique, correspondant à plus de 3700 m d'altitude barométrique équivalente), et connu pour être très peu venté, pourrait bien bénéficier en plus d'une réduction substantielle de la contribution de la couche de surface.

C'est à ce titre que Jean Vernin et Giorgio D'all'Oglio se retrouvaient au Dôme C en 1995, où trois ballons atmosphériques étaient lancés avec succès, n'éclatant que vers 25 à 30 kilomètres d'altitude et permettant ainsi de sonder le profil de température de toute l'atmosphère jusqu'à cette altitude. L'essentiel de l'information se trouvait pourtant dans les quelques premières centaines de mètres, où une très grande stabilité de l'air contraste effectivement, comme on pouvait l'espérer, avec l'importante turbulence qui agite cette couche particulière au Pôle Sud.

Le site du Dôme C pourrait donc bien être le meilleur site de la planète pour la Haute résolution angulaire en astronomie visible. Ceci reste à vérifier de nuit, bien évidemment. Après le succès de cette campagne d'été, le projet de l'étape suivante a consisté à automatiser le moniteur de seeing (DIMM) conçu au laboratoire en collaboration avec l'IAC et industrialisé par une compagnie privée en France. Le DIMM consiste en un télescope de 20 cm monté en haut d'une tour de 5 mètres environ. équipé de deux sous-ouvertures de l'ordre de 5 cm chacune, il produit sur une caméra CCD deux images de l'étoile grâce à un prisme qui dévie l'un des faisceaux. On mesure alors la statistique du mouvement relatif des photocentres de ces deux images, qui donne ensuite accès au paramètre de seeing r0

Aujourd'hui, ce projet initial de Jean Vernin d'un DIMM automatisé pour la qualification nocturne du Dôme C est repris avec le GSM comme instrument à « polariser ». Le GSM (à 4 télescopes) est un testeur de site beaucoup plus complet que le simple DIMM (comme l'indique son nom : Generalized Seeing Monitor), mais il peut être réalisé en version minimale simplifiée (à 2 télescopes) et il est alors presque identique à un DIMM. En effet, plusieurs paramètres optiques intégrant tous les effets de la turbulence sont à prendre en compte au sol pour caractériser pleinement les expériences HRA et les optimiser : il s'agit du paramètre de FRIED r0, de l'échelle externe des fronts d'onde, des constantes de tempset du domaine d'isoplanétisme .L'expérience GSM a été développée dans le but de mesurer l'ensemble de ces paramètres en continu ('monitoring') et tout particulièrement de l'échelle externe de cohérence spatiale L0. En effet, seul le premier d'entre eux faisait l'objet de mesures systématiques depuis plusieurs années à l'observatoire européen de La Silla (CHILI), à l'aide d'un moniteur spécifique développé dans ce but par M. Sarazin (le DIMM de l'ESO).Par contre, concernant les autres paramètres, aucun moniteur spécifique n'existait avant G.S.M. qui permette en un lieu donné d'assurer une mesure simultanée de l'ensemble des paramètres.

C'est à la fois l'expertise et la longue expérience de notre département en matière de turbulence et d'optique atmosphérique, l'importance de l'enjeu et le fort soutien des instances nationales et internationalesqui ont été à l'origine du développement de l'expérience G.S.M., destinée à combler cette lacune.

En terme de bilan scientifique, l'opération GSM2 qui a débuté en 1995 a conduit au développement d'une expériencenouvelle, internationalement reconnue et pleinement opérationnelle depuis 1997, date depuis laquelle elle a commencé sa phase d'exploitation sur de nombreux sites. Trois thèses ont été soutenues sur ce thème et de nombreuses publications ou communications ont présenté ses premiers résultats. C'est grâce à cette expérience quele'monitoring' des différents paramètres optiques est maintenant possible permettant une caractérisation complète des surfaces d'ondes perturbées incidentes au sol.

GSM mesure la covariance bidimensionnelle des fluctuations d'angle d'arrivée des rayons lumineux en provenance d'une étoile (fluctuations dues à la nature turbulente du milieu traversé par la lumière). Le concept de l'instrument est le suivant : pour mesurer les angles d'arrivée, on utilise deux petits télescopes aux foyers desquels le déplacement de l'étoile est mesuré toutes les 5 millisecondes. Jusqu'à présent ceci s'est fait par une technique de modulation par une grille de Ronchi avec un photomultiplicateur comme récepteur, sans imagerie donc. Dans la version à l'étude pour le site du Dôme C, la mesure sera effectuée sans modulation, directement au moyen du déplacement du photocentre de l'image de l'étoile sur une caméra CCD.

Une première expérience GSM1 à deux télescopes aété développée sur ce concept, et utilisait l'étoile polaire comme source céleste (sans entraînement des télescopes). Utilisée avec une caméra CCD et la mesure des photocentres des images de l'étoile, cette version deviendra essentiellement identique au DIMM. Il est rapidement apparu que les angles d'arrivée devraient être mesurés en 4 points au lieu de deux. Ceci (GSM2) est maintenant effectué au moyen de modules individuels synchrones, montés sur des montures de type équatorial de façon à assurer un suivi du mouvement sur une étoile source quelconque. L'analyse statistique des fluctuations d'angle d'arrivée est un moyen très performant pour estimer l'échelle externe de cohérence spatiale des fronts d'onde, ainsi que les autres paramètres caractéristiques. De plus, l'utilisation simultanée de 4 modules convenablement disposés donne accès à 6 points (plus le point origine) de la covariance spatiale normalisée. La validité du modèle de turbulence utilisé peut ainsi être étudiée en détail.

4 - Astrosismologie,
sous la responsabilité de Gérard Grec,
Laboratoire Cassiopée, Observatoire de la Côte d'Azur

Comme nous l'avons mentionné plus haut, l'héliosismologie est née au Pôle sud. En effet, les 6 jours de données quasiment ininterrompues permettaient pour la première fois d'identifier une centaine de fréquences individuelles des oscillations globales du Soleil, et donc de faire vraiment de la « sismologie », c'est à dire de tester le modèle de la structure interne du Soleil face aux résultats d'une mesure directement sensible à cette structure interne : le Soleil, sous l'influence de la convection qui transporte la chaleur de l'intérieur vers la surface, entre en résonance acoustique suivant un très grand nombre de fréquences différentes, qui correspondent autant d'harmoniques spécifiques, aussi bien temporels qu'horizontaux et verticaux.

La sismologie (du Soleil ou d'autres étoiles) est un outil idéal pour « voir l'intérieur » des étoiles. De même que l'on peut connaître bien des choses sur un instrument et sur la musique qu'il joue en ne faisant que l'écouter sans le voir, on peut apprendre énormément sur la structure de l'étoile et sur les mécanismes d'excitation des ondes en « l'écoutant », c'est à dire en l'occurrence en mesurant le plus précisément possible les caractéristiques de ses vibrations (ce que fait, plus ou moins consciemment, notre oreille avec la musique).

Cette mesure, bien entendu optique, se heurte à deux types de difficultés : la faible amplitude des vibrations et surtout la durée des périodes, en raison des dimensions colossales des résonateurs que constituent les astres. Entre les fréquences musicales typiques (quelques centaines de Hz) et celles du Soleil (quelques millièmes de Hz), il y a un facteur 105. Ce facteur se retrouve comme un facteur d'échelle temporel dans toute la problématique de l'astérosismologie. Pour obtenir sur le soleil ou sur une étoile une information comparable à celle que l'on obtient avec l'écoute de quelques minutes de musique, il faut effectuer des mesures pendant 105 fois quelques minutes, ce qui fait quelques mois. Les 6 jours de mesure effectuées au Pôle Sud il y a 20 ans étaient équivalentes à 7 secondes d'écoute musicale. Encore bien court, direz-vous ! C'est vrai, mais ce serait déjà suffisant pour identifier un piano ou un violoncelle, et différencier Mozart ou les Beatles d'un bruit plus aléatoire.

La question des amplitudes est à la fois plus simple et plus difficile. Plus difficile d'un point de vue théorique car la théorie de l'excitation par l'interaction avec la convection turbulente reste très rudimentaire pour les étoiles autres que le Soleil, et les amplitudes à détecter, ainsi que les temps d'amortissement typiques, sont donc bien mal connus. Plus simple d'autre part car l'exigence d'un temps d'intégration étant imposée par la résolution en fréquence, le rapport signal/bruit est ensuite ce qu'il est, et il permet ou ne permet pas de voir des pics discrets dans une analyse de Fourier. L'observable, en pratique, est soit le déplacement de la longueur d'onde lumineuse par l'effet Doppler des mouvements verticaux à la surface de l'astre (mesures spectroscopiques), soit la variation photométrique engendrée par la compression et la dilatation du gaz au passage des ondes, qui le chauffe et le refroidit alternativement. Le premier exige d'utiliser une bande passante lumineuse très étroite, il nécessite donc l'utilisation de grands télescopes (les 4 mètres et plus, ceci pour les étoiles les plus brillantes) et reste néanmoins limité par le bruit de la statistique de photons. Le second, au contraire, peut se contenter de télescopes de dimensions modestes quand on observe des étoiles assez brillantes. Par contre, les oscillations photométriques étant infimes, mesurées en micro-magnitudes, ce sont les fluctuations de la transparence et surtout de la scintillation atmosphériques qui deviennent les facteur limitants. Sans aller trop loin dans les détails, disons que les mesures spectroscopiques sont difficilement concevables car elles mobiliseraient des très gros télescopes pendant de très longues durées, et les mesures de type photométrique ont été jugées infaisables au sol dans n'importe quel site astronomique standard, la scintillation ne permettant pas de voir les amplitudes que l'on a mesurées sur le Soleil si on les transpose sur une étoile, même assez brillante. Ces mesures sont certainement possibles dans l'espace, et se font pour le soleil sur la sonde SOHO. Les programmes stellaires ont cependant beaucoup de mal à voir le jour dans un contexte qui favorise l'étude de l'univers primordial et la planétologie.

Il y a donc plusieurs raisons qui incitent à penser au site du Dôme C. La scintillation y est considérablement plus faible que partout ailleurs. Suffisamment pour que les mesures photométriques y soient possibles. On sait déjà qu'au Pôle, le seeing serait excellent sans la turbulence de basse altitude. Or d'une part cette turbulence de basse altitude ne génère que très peu de scintillation, et d'autre part, elle doit être presque absente au Dôme C ! De plus les deux composantes de l'étoile double Alpha de Centaure permettent à chaque étoile de servir de référence à l'autre pour corriger une bonne partie des fluctuations de transparence, si elles s'avèrent gênantes.

Notons que ces deux étoiles, dont la sismologie a un potentiel important (en particulier, une détermination plus précise des masses, cf. A&A 363, pp 671-691), sont trop brillantes pour les projets de photomètres spatiaux à l'étude qui sont optimisés pour des étoiles moins brillantes. Notre premier objectif sera la mesure de ces étoiles. Pourquoi dire que cette étoile double est parmi les plus intéressantes ' Simplement parce que c'est la mieux connue, hors système solaire, et que de plus, sa composante A est très proche du Soleil à la fois en dimension et en type spectral, ce qui permet d'avoir une assez bonne confiance dans l'estimation des amplitudes cherchées à priori. Et ce qui permettra néanmoins d'avoir enfin un autre ensemble de données que celles du Soleil pour mettre à l'épreuve tous les ingrédients de la théorie de l'évolution. En deux autres ensembles de données s'il s'avère que les oscillations sont détectées sur les deux composantes de l'étoile double Enfin, les résultats permettront d''evaluer le potentiel du site pour les magnitudes plus fortes et un diamètre de pupille de l'ordre du mètre, ce qui ne semble pas irréaliste techniquement.

Le temps d'intégration envisageable sur le site du Dôme C sur une période de nuit se trouve être proche de l'optimum. Il fournit la résolution en fréquence permettant de séparer toutes les composantes des pics de Fourier (y compris la structure hyperfine engendrée par la rotation de l'étoile), il doit permettre de mesurer la largeur du profil de ces pics, due au temps d'amortissement caractéristique des oscillations, et le rapport signal/bruit résultant doit être suffisant pour extraire des amplitudes de type solaire.

5 - Choix d'Alpha du Centaure comme étoile cible.

Alpha du Centaure est la troisième étoile la plus brillante du ciel, après Sirius et Canopus, et elle est la plus australe, à une déclinaison de 60 degrés Sud. C'est en fait une étoile triple, mais dont une des composantes (Proxima) est très faible et loin des deux autres, et donc c'est une étoile double qui concerne nos observations. Les deux composantes sont de magnitude 0 et 1, la plus brillante des deux étant extrêmement proche du Soleil comme type spectral et de masse 1.09 en unité solaire. Elles orbitent l'une autour de l'autre en 80 ans, à une distance apparente de l'ordre de 20 secondes d'arc (un peu moins au début de la prochaine décennie).

Cette étoile est intéressante pour notre programme à bien plus d'un titre. Nous avons vu au paragraphe précédant qu'elle est une cible privilégiée des astérosismologues. Non seulement elle est une des plus brillantes étoiles du ciel, mais elle est également la plus proche voisine du système solaire et une des meilleures, sinon LA meilleure candidate actuelle à l'existence de planètes pouvant abriter la vie dans des conditions semblables à celles de la Terre (au moins en ce qui concerne l'étoile la plus brillante du couple). Ceci dit, pour le programme de site testing, ce qui s'avère être le plus intéressant est qu'elle est une étoile double dont l'écartement et les deux magnitudes permettent d'avoir les deux étoiles dans le champ de la caméra, tout en optimisant la résolution et la sensibilité. Elles sont suffisamment séparées pour que leurs images ne se chevauchent pas et cependant suffisamment proches pour être vues simultanément dans un champ d'un millier de pixels avec une échelle de quelques centièmes de secondes d'arc par pixel. Ce sont donc deux mesures complètement indépendantes de l'ensemble des paramètres de la turbulence qui sont accessibles grâce à cette étoile double. A 60 degrés de déclinaison Sud, elle est visible en permanence du site du Dôme C, à des distances zénithales variant de 15 à 45 degrés Sa luminosité importante permet de n'être pas gêné le moins du monde par l'éclat de la lune, même pleine, ni même par un peu de lueur crépusculaire quelques heures par jour quand le soleil approchera l'horizon par-dessous pendant la deuxième moitié des mois d'Avril et d'Août. Ce sont donc près de 4 mois de mesure sans interruption qui sont possibles, on ne perd ainsi que très peu sur ce paramètre en raison de l'éloignement de 15 degrés du pôle.

6 - Héliosismologie Les modes propres acoustiques du soleil sont facilement identifiés comme des lignes discrètes dans un diagramme de fréquences spatiales - fréquences temporelles (l-n), qui peut être construit à partir de diverses observations, mesurant la vitesse, l'intensité, la différence de phase entre les deux, ou encore le degré de cohérence entre les deux. Le « bruit de fond » situé autour de ces lignes, ou continu solaire, résulte de toute l'information non oscillatoire d'origine solaire qui s'ajoute dans l'espace de Fourier au spectre des oscillations, au delà et en deçà des bandes de fréquences des modes propres eux-mêmes. Cette définition semble parfaitement satisfaisante, mais elle se heurte pourtant à quelques sérieuses difficultés. La séparation nette des oscillations résonantes et du fond continu n'est pas toujours aisée, particulièrement dans le domaine des basses fréquences et pour les oscillations de faible degré l où les fréquences sont parfois assez voisines, de sorte que les ailes des profils des pics correspondant dans un spectre de Fourier se chevauchent. De plus le fond continu peut être confondu avec celui qui vient des imperfections instrumentales ou de l'atmosphère terrestre. Bien entendu, cette dernière contribution devrait être très sensiblement réduitedans le cas d'observations effectuées au Dôme C.

Une bonne compréhension du fond continu est importante pour plusieurs raisons principales : Il contient l'information relative au processus de convection et des propriétés de l'atmosphère solaire concernant la propagation des ondes, et cette information est un complément de celle fournie par les ondes résonantes elles-mêmes. Son interaction avec les modes de pression explique probablement pourquoi l'asymétrie des profils des pics des modes p dépend de la variable dynamique mesurée (en particulier cette asymétrie n'est pas du tout la même quand on mesure la luminosité ou la vitesse, cf Roxburgh and Nigam, 1998). L'estimation de ces asymétries est évidemment affectée par les erreurs de détermination du fond continu. Le niveau de ce fond continu est ce qui limite la visibilité des modes p et des modes g dans le domaine des basses fréquences. Lemodèle le plus couramment utilisé pour ce fond continu est due à Jack Harvey (1985) utilise les diverses échelles des champs de vitesses convectives et des structures magnétiques. Ce modèle a été ultérieurement prolongé pour décrire également les excès de continu dans les bandes de fréquences des modes p et des pseudo-modes de plus haute fréquence, ainsi que le continu dans le domaine des modes de degré plus élevé (Harvey, 1993, 1998). Ce fond continu décrit par le modèle d'Harvey est totalement décorrelé des modes de pression eux-mêmes. Sa phase n'a pas de lien déterminé avec celle des modes, et leurs densités spectrales s'ajoutent, tout simplement, c'est-à-dire de façon incohérente, mathématiquement et physiquement parlant.

Nous avons proposé une description plus complète de ce fond continu non seulement en termes de vitesse et d'intensité, mais également de leur différence de phase. Cette différence de phase a été rajoutée à l'analyse car elle contient un complément d'information sur la nature physique des phénomènes dynamiques, insuffisamment décrite par la densité spectrale. Ainsi, si on considère que les fluctuations d'intensité I sont la signature de fluctuations de température T, alors un déphasage entre T et V de 90 degrés est typique des ondes adiabatiques évanescentes. Les déphasages ont été largement exploités, dans le domaine des modes de degré élevé, pour décrire la dynamique de l'atmosphère, en particulier par Deubner et ses collaborateurs (Deubner, 1991 ; Straus et al, 1999). Oliviero et al (1999) ont montré qu'ils s'avèrent être un outil fort utile aux héliosismologues, et plus particulièrement pour étudier les modes de faible degré et de basse fréquence. En fait, les diagrammes de phase Intensité-Vitesse mettent en évidence un certain nombre de régimes différents. Les phases sont positives au-dessus du mode f, où elles correspondent aux modes p, et également sous la fréquence de Lamb dans la zone des modes de gravité du diagramme (l-n). Elles sont négatives dans les bandes situées entre les lignes discrètes des modes p, ainsi que dans la région située sous le mode f et au-dessus des ondes de Lamb (« plateau »). La phase zéro, transition entre les régimes de phases négative et positive, se concentre à basse fréquence et aux valeurs intermédiaires du degré l. Le régime de phase négative entre les lignes des modes p (où elle est positive) a été découvert par Deubner (1990) à partir d'observations effectuées au sol, et il est maintenant joliment confirmé par les données du réseau GONG et de l'instrument spatial MDI. Remarquons particulièrement que la cohérence est très élevée (>0.5) dans cette région, ce qui indique clairement que ces phases ne sont pas aléatoires, mais traduisent vraiment un phénomène physique qui pourrait être relié au mécanisme d'excitation des modes p (Severino et al, 1998). Oliviero et al (1999) ont montré que ce régime de phases négatives se prolonge loin vers les très faibles valeurs du degré l, au moins jusqu'au degré 5. Il est envisagé d'utiliser les données d'observations rendues possibles au Dôme C pour mesurer avec grande précision les déphasages I-V pour les modes de très faible degré. Ce domaine des faibles degrés est particulièrement intéressant car jusqu'à présent, nous ne disposons que de quelques données spatiales, et il se trouve que leur analyse a fourni des résultats en désaccord avec ceux obtenus aux degrés plus élevés (Jimenez et al, 1999, Oliviero et al, 1999).

Enfin, « last but lot least », une série temporelle longue et ininterrompue de données héliosismiques sera également fructueuse pour estimer la qualité du « seeing » au Dôme C concernant les observations astronomiques de jour. En particulier, des images du Soleil entier peuvent être utilisées pour en déduire la MTF (Modulation Transfer Function) du site, tout comme le feront les DIMM et GSM de nuit (Jeffereies and Toner, 1999, Bell et al, 1999).

6 - Rattachement aux grands programmes, nationaux et internationaux.

Comme mentionné plus haut, la question de l'éventuel futur développement de l'Astronomie observationnelle sur le continent Antarctique est posée depuis près de 20 ans

Le laboratoire de l'Université de Nice a été impliqué dans la qualification des qualités de tous les sites, sélectionnés ou considérés, des grands télescopes modernes : Tenerife, Las Palmas (îles Canaries), Calern, Haute Provence (France), Hawaii, Mc Donald (Texas), La Silla, Cerro Pachon, Cerro Paranal (Chili), San Pedro Martir (Mexique), Oukaimeden (Maroc), Maidanak (Ouzbékistan), Pôle Sud. Cette vaste entreprise à l'échelle mondiale doit logiquement être poursuivie au Dôme C, avec l'espoir bien réel que ce site sera non seulement au niveau des meilleurs sites déjà exploités, mais les surpassera dans les deux domaines de la turbulence et de la photométrie.

L'héliosismologie est un sujet de recherche commun aux trois laboratoires qui participent actuellement à l'exploitation de l'expérience GOLF de SOHO, en particulier G. Grec est l'Instrument Scientist et C. Renaud a écrit le système informatique au sol. Pour l'astérosismologie, notons que G. Grec a suivi de très près les études des divers instruments spatiaux. Les mesures sur Alpha Cen sont parfaitement complémentaires au programme Corot du CNES et bénéficient des études menées sur les capteurs pour l'espace. Plusieurs séjours au pôle ou au Dôme C ont donné à E. Fossat, G. Grec etJ. Vernin une culture des problèmes pratiques rencontrés en Antarctique.

Ce programme est proposé pour commencer le plus tôt possible, avant la mise en route définitive de la station Concordia. Il se prolongera au-delà de cette mise en route, puisque plusieurs missions consécutives sont prévues, en augmentant la « complexité » de l'instrument étape après étape. Les nuits d'observation seront évidemment bien plus faciles quand l'hivernage d'un observateur sera possible. A plus long terme, on ne peut ignorer le fait que si le potentiel astronomique du Dôme C se trouve être du meilleur côté de la fourchette des possibilités offertes par notre connaissance actuelle, la question devra être posée de son éventuel développement futur et de l'échelle de ce développement.
 
 

REFERENCES BIBLIOGRAPHIQUES

ETUDE DE SITE :

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