2008 - Canada France Hawaii Telescope

Rapport d’activité 2008
Société du Télescope Canada-France-Hawaii
La Société du Télescope Canada-France-Hawaii
gère les opérations du télescope de 3.6 m de diamètre situé à 4200 m près du
sommet du volcan éteint Mauna Kea sur la Grande Ile d'Hawaii, Etats-Unis.
Elle est financée suivant les règles d'un accord tripartite signé en juin 1974
entre le Conseil National de Recherches Canada, le Centre National de la
Recherche Scientifique de France et l'Université d'Hawaii. Le TCFH est dédié
à l'exploration de l'Univers par l'observation.
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Editeurr:
Christian Veillet
Copyright
© 2009 Canada-France-Hawaii Telescope Corporation
http://www.cfht.hawaii.edu
Picture Credits
Toutes les images © CFHT
Des images du TCFH
exposées à la galerie du
“Kahilu Theater” de Waimea
pour la Première de la
version finale du film/DVD
« Hawaiian Starlight »
le 14 décembre 2008
Table des matières
Introduction ................................................................................................................................................... 1
30 ans déjà… ................................................................................................................................................ 2
Quelques nouvelles scientifiques de l’année ................................................................................................ 3
Détection de supernovae de Type IIn à grand redshift (z~2) .................................................................. 3
Propriétés physiques des galaxies dans le CFHTLS-Deep ..................................................................... 4
Contraindre le régime des faibles masses de la fonction de masse initiale avec WIRCAM. .................. 4
Mesure des masses dynamiques de binaires ultra-froides ................................................................ 4
Découverte d'une naine T de quelques MJup dans une jeune région de formation d'étoiles .............. 5
Le Système Solaire, de Vénus aux mondes glacés lointains, avec ESPaDOnS et WIRCam................ 5
Quatre nouveaux Grands Programmes ........................................................................................................ 7
Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS) ................................................................................. 7
Un relevé de nouvelle génération de l’amas de Virgo (NGVS) ............................................................... 7
Proto-étoiles Magnétiques et Planètes (MaPP) ....................................................................................... 8
Magnétisme dans les Etoiles Massives (MiMeS) .................................................................................... 8
Le Brésil et le TCFH signent un Accord de Collaboration ............................................................................ 9
Une nouvelle instrumentation pour 2013 et au-delà ..................................................................................... 9
SPIRou ..................................................................................................................................................... 9
´IMAKA ................................................................................................................................................... 10
SITELLE ................................................................................................................................................. 10
Le Projet d’Automatisation de l’Observatoire (OAP) ................................................................................... 10
Les Opérations ............................................................................................................................................ 12
Activités grand-public .................................................................................................................................. 13
Du côté du personnel : trois départs et une arrivée ! .................................................................................. 14
Employés actuels du TCFH ........................................................................................................................ 15
Allées et Venues ......................................................................................................................................... 15
Ressources budgétaires ............................................................................................................................. 16
Comités du TCFH ....................................................................................................................................... 17
Programmes approuvés pour le semestre 2008A ...................................................................................... 18
Programmes approuvés pour le semestre 2008B ...................................................................................... 19
Publications TCFH sanctionnées pour 2008............................................................................................... 20
Glossaire ..................................................................................................................................................... 23
Adresses ..................................................................................................................................................... 24
Introduction
2005-2012: L’Age d’Or du TCFH
Année 4 : de nombreux succès, et d’autres à venir !
Executive Director Christian Veillet
A la suite de UM2007, la réunion tri-annuelle des utilisateurs
qui s’est tenue à Marseille en Mai 2007, deux importants
chantiers avaient été lancés : (1) un appel à de nouveaux
Grands Programmes pour la période [2008B-2012B] et (2) un
appel à nouveaux instruments potentiels pour 2013 et au-delà.
2008 en a vu la concrétisation. Quatre Grands Programmes,
deux sur MegaCam et deux sur ESPaDOnS, ont été
sélectionnés et vont utiliser environ 30% du temps
d’observations jusqu’à fin 2012. Quatre équipes ont été
financées pour préparer une étude de faisabilité pour un
nouvel instrument. Une a été sélectionnée pour une Phase A,
une autre pour des études complémentaires tandis qu’une
troisième était encouragée à poursuivre le développement
d’un instrument invité (guest instrument). Ce rapport donne
plus loin des détails sur ces nouveaux Grands Programmes et
projets instrumentaux.
Côté opérations, l’année s’et bien déroulée grâce à l’excellente maintenance préventive effectuée sur les
instruments, en particulier sur MegaCam. Il a ainsi été possible de consacrer plus d’énergie à
l’avancement du projet OAP (Projet d’Automatisation de l’Observatoire)
dont la première phase devrait permettre à une seule personne d’assurer
toutes les observations depuis Waimea sans personne au sommet fin
2010. OAP est le plus important projet interne des deux années à venir.
Le TCFH a été reconnu comme l’un des « meilleures lieux de travail »
dans l’Etat d’Hawaii pour 2008. Cette compétition, basée sur un
questionnaire anonyme rempli par les employés de la Société, a permis á
l’observatoire de savoir ce que pense le personnel de leur employeur.
Grâce à un excellent programme de sécurité, le TCFH a aussi été
récompensé par une Mention Honorable du Gouverneur de l’Etat (l’une
des trois seulement délivrées dans sa catégorie) lors de la 10ème conférence bi-annuelle d’Hygiène et
Sécurité pour les Etats qui bordent le Pacifique. Le TCFH a été mis en exergue lors du discours
inaugurale de la Conférence par le Directeur du Département du Travail et des Relations Industrielles.
L’un des objectifs du GAP (Golden Age
6
Plan) est de maintenir le facteur de
C
pression sur le temps de télescope à 2 ou
5
F
plus, 2 étant considéré comme une valeur
saine par la plupart des observatoires
Average
autour du globe. Pour les deux semestres
4
de 2008, Français et Canadiens ont
maintenu en moyenne une pression de 2
3
ou plus, mais la moyenne cumulée des
deux Agences sur deux semestres (voir
ligne verte sur graphe ci-contre) continue à
2
chuter, ce qui n’est pas nécessairement
surprenant avec la fin du CFHTLS, pendant
1
lequel la pression trop haute a fini par
décourager les Pis. Avec de nouveaux
0
Grands Programmes prévus pour 2009, il
01A 01B 02A 02B 03A 03B 04A 04B 05A 05B 06A 06B 07A 07B 08A 08B
sera intéressant de voir comment les
chiffres évoluent dans les années à venir.
1
Le nombre de publications dans des revues à comité de
lecture basées de manière significative sur des
observations du TCFH est un bon indicateur de la
pertinence des données acquises sur le télescope. Le
graphe ci-contre montre cette quantité depuis 2000. C’est
la seconde année consécutive qu’on est au-dessus de
100, plus de deux fois le minimum de 50 qui est la cible
du GAP. Le CFHTLS et le projet COSMOS ont encore
généré une grande quantité de publications, parfois dans
des domaines au-delà des objectifs initiaux du projet.
.
A quoi bon toutes ces publications si
leur impact est faible ? Dennis
Crabtree (Gemini) a étudié soigneusement l’impact des publications de
10 observatoires publiées entre 2004
et 2007. Le résultat est montré sur la
figure ci-contre, qui donne la fraction
des publications dans chaque
catégorie d’impact pour chaque
télescope. Idéalement, on aimerait
être au plus bas coté faible impact (à
gauche) et au plus haut côté fort
impact (à droite). On voit que le
CFHT se place très bien des deux
côtés, étant même en première
position
pour
la
fraction
de
publications à fort impact. C’est un
très bon résultat, surtout si l’on tient
compte de l’âge et de la taille
relativement modeste du télescope,
un résultat qui doit beaucoup à
l’impact des données du CFHTLS.
30 ans déjà…
1978 a été une
année importante
pour le TCFH. La
structure du télescope
a
été
démantelée
et
mise en caisse.
Elle a quitté la
Rochelle le 28 juillet pour arriver à Kawaihae le 12 septembre et le
remontage est bien avancé à la fin de l’année. Le Bureau de Projet à
Meudon a fermé en juin. En octobre, pour la première fois dans
l’histoire du projet, quasiment tout le personnel se retrouve au même
endroit. Les négociations ont commencé pour l’établissement à
Waimea des bâtiments permanents de la Société sur un terrain privé
qui jouxte une propriété de l’Etat où UH prévoit d’installer les services
communs aux utilisateurs du Mauna Kea. UKIRT envisage également de s’installer dans le voisinage.
2
Quelques nouvelles scientifiques de l’année
Détection de supernovae de Type IIn à grand redshift (z~2)
Les supernovae de type IIn génèrent des
événements très lumineux qui résultent
de l'effondrement gravitationnel du noyau
d'étoiles massives après épuisement du
combustible nucléaire.
Alors que la majorité des supernovae,
style Type Ia, ont une forte extinction UV
qui empêche leurs détections à grand
décalage spectral (z), les supernovae de
Type IIn sont très lumineuses en UV
favorisant leurs détections à grand z. Sur
la base de cette propriété, une analyse
par J. Cooke (2008, ApJ 677, 137) a
montré que les sondages profonds en
optique (r~27)
peuvent détecter
l'émission Far-UV (au repos) d'environ 8
SNs a z>2 /deg2/an.
L'équipe conduite par J. Cooke, a utilisé
les données du CFHTLS Deep Survey
pour suivre la variation d'éclat de populations de galaxies a z~2 (sélectionnées
sur la base de critères en couleur). Ils ont
détecté 4 supernovae Type IIn à z~2 dans
les données analysées à ce jour. La
photométrie de deux candidats
est
montrée dans la Fig 1.
Grâce à leurs luminosités et d'intenses
raies d'émission dans l’UV lointain (au
repos) qui persistent plusieurs années
après l'explosion, l'équipe a pu obtenir le
spectre de ces objets avec le télescope
Keck. Elle a ainsi confirmé la découverte
d'une supernova (SN 234161) à z=2.013
(AAS, 2009), et une seconde (SN 19941)
Fig 1 - Courbe de lumière de 2 Type IIn supernovae a z~2
à z=2.357. Ces deux supernovae sont les
observée avec MegaCam dans les filtres g, r, i sur une période
de 6 mois.
premières détectées à ce jour à de telle
distance.
Puisque ces événements sont reliés à
des étoiles massives, elles sont un bon traceur de la formation d'étoiles en cours dans les galaxies et
peuvent fournir des contraintes sur la partie massive de la fonction de masse initiale à grand z.
Ce travail préliminaire ouvre la porte à de plus amples investigations avec les futures sondages avec le
LSST ou le TMT qui devraient découvrir de tels objets en grand nombre (~40,000 sur 10 ans) à z~2 et
bien au delà (jusqu'à z~6).
3
Propriétés physiques des
galaxies dans le CFHTLSDeep
Les mesures de l'activité stellaire,
l'assemblage de la masse stellaire dans
les galaxies avec le temps cosmique
ainsi que la manière dont les galaxies se
distribuent sont des grandeurs essentielles pour comprendre les processus de
formation et d'évolution des galaxies
dans le modèle cosmologique standard
de formation hiérarchique des structures
(CDM). Le CFHTLS-DEEP fournit deux
éléments essentiels pour de telles
Fig 2: Exemple d'ajustement de SED sur la base de la
photométrie :Far UV (GALEX) - Optique+NIR (CFHT) - Mid-IR
investigations: profondeur et surface
(SPITZER). Les points rouges montrent les observations, les
ainsi qu'une multitude de données
points bleus représentent le modèle.
complémentaires balayant l'ensemble du
spectre
électromagnétique
(VVDSspectroscopie, COSMOS-HST, GALEX, SPITZER, ...). En combinant toutes ces informations avec des
mesures de redshifts photométriques précis, Walcher et al.
(2008, A&A 491,713) ont extrait les propriétés physiques
(SFR, Masse, atténuation par les poussières) d'environ
90000 galaxies jusqu'à z~1.2, basées sur une librairie de
spectres synthétiques représentant une grande diversité de
scenarii de formation stellaire (Bruzual & Charlot, 2007). Un
exemple d'ajustement de spectre synthétique (SED) est
montré dans la Fig 2. En utilisant les mesures individuelles
(SFR, Masse) et la fonction de masse observée à z~1, ils
prédisent son évolution à z~0.7 et la comparent à celle
observée à ce même redshift (voir Fig 3). Ils interprètent les
différences observées à intermédiaire/forte masse comme
Fig. 3 - Fonction de masse à z~0.7 (ligne
une signature du phénomène de fusion des galaxies. Cette
continue) comparée à celle prédite (ligne
approche fournit un test indirect du processus hiérarchique
en tirets)
de formation des galaxies.
Contraindre le régime des faibles masses de la fonction de masse initiale
avec WIRCAM.
La fonction de masse initiale (FMI) universelle est un ingrédient fondamental en astrophysique pour
comprendre le processus de conversion du gaz en étoiles jusqu'aux planètes. L'instrument WIRCAM est
bien adapte pour analyser le rôle des objets de faibles masses comme le montre ces résultats récents
basés sur deux programmes en cours.
Mesure des masses dynamiques de binaires ultra-froides
L'estimation des masses de naines brunes, indépendante des modèles, est une tache difficile. Pour
s'affranchir de cette contrainte, une équipe conduite par T. Dupuy a démarré une campagne
d'observations au CFHT et au Keck pour mesurer les masses dynamiques d'un grand nombre de binaires
froides. Ces systèmes sont observes sur une période d'au moins un an avec la camera WIRCAM afin de
mesurer leurs parallaxes. Ce type d'observations profite largement de l'excellent seeing du Mauna Kea
ainsi que du mode Queue offert par le CFHT. L'équipe a ainsi obtenu des mesures de parallaxes avec
une précision de l'ordre de 1-3 milli-arcsec, soit 3-5% de précision sur les mesures de distance. En
4
parallèle, les orbites de ces systèmes ont été suivies avec le Laser Guide Star Adaptive Optics (LGSAO)
au Keck. Les mesures précises de parallaxes et des orbites fournissent une mesure des masses
dynamiques de chaque binaire. Les premiers résultats ont été présentés à l'AAS (Dupuy et Liu, AAS
2009). Les propriétés de ces binaires de faibles masses fourniront des contraintes sur les théories de
formation des naines brunes. Ces résultats montrent la
bonne synergie entre des télescopes de tailles différentes.
Découverte d'une naine T de quelques MJup dans
une jeune région de formation d'étoiles
Une équipe conduite par J. Bouvier a entrepris une
recherche systématique d'objet de faibles masses
(quelques MJup) dans une jeune (T~3Myr) et proche
(d~340pc) région de formation d'étoiles IC348, pour
contraindre le régime des faibles masses de la FMI. Des
observations grand champ ont été obtenues dans les filtres
zJHK et les bandes étroites CH4-off et CH4-on. Les
bandes étroites sont utilisées pour détecter les bandes
d'absorption du méthane typiques des atmosphères froides
des naines T (voir Fig 4). Burgess et al. (arXiv0810.2683) a
annonce la découverte de 4 candidats T-dwarfs dont 3
localisées dans la région de formation d'étoiles IC348. Une
comparaison avec les modèles suggère des types
spectraux entre T3-T5 et des masses de quelques MJup.
Celles-ci constituent les premières détections d'objets de
très faibles masses dans une région de formation d'étoiles.
Fig. 4 - Sélection des T-dwarfs basée sur
les filtres CH4-off et CH4-on dont le
second est centré sur la bande
d'absorption du méthane afin d'identifier
les T-dwarfs les plus froides. Une comparaison entre les spectres
T0.5 (plus
chaude) et T8 (plus froide)
permet
d'illustrer la méthode
Le Système Solaire, de Vénus aux mondes glacés lointains, avec
ESPaDOnS et WIRCam
Les vent vénusiens
Vénus est la planète la plus brillante du ciel terrestre et
notre plus proche voisine. Pourtant, beaucoup des
processus dynamiques qui causent une super-rotation
zonale rétrograde de son atmosphère et la variabilité
temporelle des régimes de vent mésosphérique (70120km) restent mal compris.
La mission Vénus Express ainsi que la ré-analyse récente
des observations NIMS et des images SSI de Galileo ont
renouvelé l’intérêt de mesurer les vents du haut des
nuages au sol.
Sur Vénus Express, la circulation atmosphérique à 70km
(ainsi qu’à 50km dans le proche infrarouge) est mesurée
à partir du suivi des nuages par VIRTIS-M et VMC. Toutefois, les vents ainsi dérivés ne tracent pas
nécessairement la circulation réelle. Ils peuvent en fait représenter la vitesse de phase d’une onde de
condensation, comme dans le cas des nuages orographiques qui restent immobiles aux sommets
montagneux quelle que soit la vitesse du vent. Seule la spectroscopie à haute résolution peut fournir une
mesure directe de la vitesse du vent avec une précision de l’ordre de 5 m/s, en utilisant les raies visibles
de Fraunhofer diffusées par le haut des nuages de Vénus.
5
ESPaDOnS permet de observer le spectre visible complet, de 370 à 1050 nm, en 40 ordres spectraux sur
une seule image à une résolution de l’ordre de 80.000. Les vitesses Doppler sont modélisées en utilisant
des modèles cinématiques pour le vent zonal : (1) rotation solide avec v zonale = v équateur x cos (latitude),
(2) rotation rétrograde uniforme, v zonale = v équateur. Les deux modèles sont explorés sur une plage en
latitude de 60S-60N. Une fois le meilleur ajustement trouvé, on définit le domaine acceptable et l’on teste
aussi d’autres modèles, y compris une combinaison d’une circulation zonale et d’une circulation
méridionale additionnelle. Les résultats obtenus au TCFH en 2007 semblent confirmer la prémisse
habituelle que le mouvement des nuages trace bien les vents instantanés.
Le spectres d’ESPaDOnS contiennent aussi de nombreuses raies visibles de CO2 à 705.6, 710.7, 716.3,
782.0, 788.3, 868.9 et 1036.2 nm, qui ont été observées simultanément pour la première fois en 2007, en
particulier la triade 21 + 53, qui n’avait pas encore été observée sur Vénus. Au-delà de l’analyse
spectroscopique de cette bande, cette triade peut être utilisée pour dériver la mesure du vent dans les
bandes du CO2 et contraindre le cisaillement vertical du vent au-dessus du sommet des nuages, ainsi
que des contraintes indépendantes sur l’altitude des vents mesurés en utilisant la température
rotationnelle des bandes.
Pour plus d’information, voir Wideman et al (2007) Planet. Space Sci. Special Venus Issue 2 (55), 1741–1756, et
Widemann et al (2008) Planetary and Space Science, 56, 1320-1334
Suivre l’atmosphère de Pluton
Le programme d’occultations d’étoiles
par Pluton et ses satellites s’et
poursuivi en 2008. Ce programme
avait démarré en 2002 au TCFH et
révélé une augmentation d’un facteur
2 de la pression de l’atmosphère de
Pluton entre 1988 et 2002. Les
diverses occultations observées en
2006 et 2007 n’ont pas montrée
d’augmentation additionnelle.
Les occultations de 2008 ont été
observées avec succès, une le 22
juin (avec 5 détections positives en
Australie), et une autre le 24 juin
(avec une détection positive depuis le
TCFH avec WIRCam, figure cicontre). Une observation positive a
aussi été faite la même nuit depuis
l’ïle de La Réunion. On a ainsi pu
observer l’évolution de du décalage
L’occultation d’une étoile par Pluton observée par WIRCam au TCFH
en position de Pluton par rapport à
en bande K le 24 juin 2008, montrée avec quelques étoiles de
l’éphéméride DE413 depuis 2005, qui
comparaison voisines, a révélé que la pression atmosphérique au
sol de Pluton s’était stabilisée à son niveau de 2006-2007 après une
montre une dérive linéaire ainsi qu’un
augmentation d’un facteur 3 entre 1988 et 2002.
décalage en déclinaison d’un dixième
de seconde d’arc en 2008.
Les données ont aussi permis de suivre l’évolution de le pression atmosphérique de Pluton depuis 2002.,
dans le contexte de la mission New Horizons vers le système Pluton-Charon, qui va passer près des
deux astres en juillet 2015. Elles ont révélé que la pression s’était stabilisée à son niveau de 2006-2007,
après une augmentation d’un facteur 3 entre 1988 et 2002. Comme les modèles prévoient l’effondrement
de l’atmosphère dans la glace au fur et à mesure que Pluton s’éloigne du soleil sont peu contraint par la
thermochimie et les modèles d’albédo, des augmentations sporadiques, tout autant que des diminutions
soudaines, ne sont pas à exclure dans les années à venir.
Pour plus d’information, voir Sicardy et al (2003), Nature 424, 168-170 et Sicardy et al (2008), Bull. Am. Astron.
Soc. Vol. 40, n°3, p. 461.
6
Quatre nouveaux Grands Programmes
Avec la diminution des observations du CFHTLS en 2008B et leur fin au début 2009, il était temps de
lancer un appel à nouveaux Grands Programmes sur la période [2008B-2012B]. Un total de 12
propositions ont été soumises et quater ont été sélectionnées en mai par le Comité Scientifique
Consultatif après revue par un comité ad-hoc d’experts.
Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS)
PI: McConnachie - Instrument: MegaPrime. 226 heures, réparties sur trois semestres B [2008B-2010B]
Confronté aux observables à grande échelle, le paradigme
hiérarchique Lambda-Cold Dark Matter semble solide. C’est aux
échelles galactiques que notre compréhension de l’évolution
cosmologique de la matière est la plus incomplète. Beaucoup des
caractéristiques prédites des galaxies, comme les satellites faibles
et les halos stellaires diffus, ont une brillance de surface très faible
(>31 mag/seconde d’arc2), La Voie Lactée, M31 et M33 sont donc les
trois seules grosses galaxies de l’Univers qui permettent de tester et
contraindre beaucoup des prévisions fondamentales des modèles de
formation des galaxies. Le relevé archéologique d’Andromède (PanAndromeda Archaeological Survey - PAndAS) va imager en g et i
plus de 300 degrés2 du sous-groupe M11/M33, offrant ainsi la
première vue de halos galactiques sur un volume de plus de ~15
millions de kpcs3, complète jusqu’à 32 à 33 mag/seconde d’arc2.
PAndAS va aussi produire le panorama le plus profond et le plus complet de halos galactiques,
permettant d’améliorer d’un ordre de grandeur sur la masse du halo les tests et les contraintes des
modèles de formation de galaxies. Aucun autre relevé grand champ extragalactique ne pourra rivaliser
avec PAndAS, qui deviendra le point de référence pour la formation des galaxies. Le potentiel de
PAndAS est considérable pour une multitude d’objets : M31, M33, Groupe Local, galaxies naines, amas
globulaires, populations stellaires, formation galactique, structure de la Voie Lactée… Ce sera la
principale référence pour les futures études sur les populations stellaires de ces galaxies, même à l’âge
des ELTs. Ce relevé n’est possible que pour le sous-groupe M31/M33, et qu’au TCFH avec MegaPrime.
Un relevé de nouvelle génération de l’amas de Virgo (NGVS)
PI: Ferrarese - Instrument: MegaPrime. 771 heures, réparties sur quatre semestres A [2009A-2012A]
L’amas de Virgo est la plus importante
concentration de masse dans l’univers local et la
plus grosse collection de galaxies dans un rayon de
35 Mpc. En tant qu’amas le plus étudié de l’univers,
il est la cible de nombreus relevés en cours ou
prévus en rayons X, UV, IR, submm et radio.
Pourtant, le meilleur relevé de l’Amas de Virgo
dans le visible est à ce jour le relevé
photographique de Binggeli et al. (1985). Avec ces
25 and d’âge, il n’est pas à la hauteur des
standards actuels. Le NGVS (Next Generation
Virgo Cluster Survey) est entrepris en capitalisant
sur les performances en imagerie grand-champ de MegaPrime. C’est un programme dédié à un relevé de
l’amas de son centre au rayon du viriel en u* g r i z jusqu’à une profondeur de g ~ 25.7 mag et une
brillance de surface correspondante de 27.7 mag/arcsec2. Le NGVS va supplanter tous les autres relevés
7
existants de cet unique système et, en utilisant les nombreuses données disponible à d’autres longueurs
d’onde, permettre d’attaquer un grand nombre de questions astrophysiques, dont entre autres la forme
de la fonction de luminosité côté faible, la caractérisation de la relation d’échelle des galaxies sur un
facteur 107 en masse, la connexion amas/milieu intra-amas/galaxies, et la trace fossile de la formation
d’étoiles et l’enrichissement chimique à z ~0. De nombreux projets annexes, d’un relevé du halo
galactique à des mesures du cisaillement cosmologique, vont aussi être possibles. Le NGVS sera un legs
pérenne du TCFH. Non seulement ce sera l’étude définitive sur les structures baryoniques dans
l’environnement d’un amas à bas redshift ; ce sera la référence observationnelle de base pour les tests
des modèles futurs de formation hiérarchique.
Proto-étoiles Magnétiques et Planètes (MaPP)
PI: Donati - Instrument: ESPaDOnS. 690 heures, réparties sur 9 semestres.
Le but de MaPP est d’étudier l’impact des champs magnétiques sur la physique des proto-étoiles et des
disques d’accrétion, et donc sur la formation des étoiles et des systèmes planétaires. La jeunesse est en
effet la période de la vie des étoiles non-dégénérées où les champs magnétiques jouent un rôle clef à
travers les processus d’accrétion/éjection en jeu dans l’effondrement du nuage proto-stellaire. En
particulier, l’étude se penchera sur les régions centrales des disques d’accrétion protostellaires, les
étoiles nouvelles-nées et leurs éventuelles planètes géantes proches. Ce sera le premier relevé
spectropolarimétrique d’un échantillon significatif de proto-étoiles de faible masse, y compris quelques
disques d’accrétion proto-stellaires brillants. MaPP permettra aussi d’étudier la topologie à grande échelle
du champ magnétique des objets proto-stellaires en utilisant des techniques d’imagerie tomographique.
En comparant ces résultats aux prédictions de nouveaux modèles théoriques et des simulations MHD,
MaPP va répondre à quelques questions ouvertes d’importance sur la formation des étoiles et d’améliorer
les modèles en y ajoutant les effets des champs magnétiques. MaPP est un élément de la collaboration
internationale MagIcS. Toutes les données seront incorporées dans sa base de données LEGACY.
Magnétisme dans les Etoiles Massives (MiMeS)
PI: Wade - Instrument: ESPaDOnS. 640 heures, réparties sur 9
semestres.
Les étoiles massives sont celles qui ont une masse initiale de plus de 8
masses solaires, finissant en supernovae par effondrement du noyau (ou
instabilité de binaires). Elles dominent l’écologie de l’Univers comme
« moteurs cosmiques » par leur extrême production de radiations et de
particules, pas seulement comme supernovae mais pendant toute leur
évolution, avec des conséquences de taille. Bien que l’existence de
champs magnétiques dans les étoiles massives ne soit plus débattue,
notre connaissance de base des propriétés statistiques du champ
magnétique des étoiles massives est sérieusement incomplète. On en connaît très peu sur l’ampleur de
l’influence des champs sur l’évolution des étoiles massives, et l’on manque même d’une connaissance
empirique sur leur influence sur leur perte de masse. MiMeS représente le consensus d’une équipe
internationale rassemblant des chercheurs reconnus qui ont compilé un échantillon stratégique de
sources pour s’attaquer au problème. Il s’agit d’utiliser les caractéristiques uniques d’ESPaDOnS pour
obtenir les informations critiques manquantes sur les champs magnétiques de ces étoiles importantes,
pour tester les modèles actuels et guider les travaux théoriques. Les objectifs scientifiques principaux,
tous consacrés aux étoiles massives : (1) Identifier et modéliser les processus physiques responsables
de la génération des champs magnétiques. (2) Observer et modéliser l’interaction détaillée entre champ
magnétique et vents stellaires. (3) Etudier le rôle du champ magnétique sur l’évolution de la rotation
stellaire. (4) Etudier le rôle du champ magnétique sur l’évolution stellaire, et l’évolution des champs euxmêmes. La connexion entre les champs magnétiques des étoiles massives non-dégénérées et ceux des
étoiles à neutrons sera particulièrement étudiée, apportant des contraintes sur l’évolution stellaire,
l’astrophysique des supernovae et les sursauts gamma.
8
Le Brésil et le TCFH signent un Accord de Collaboration
La mission principale du Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA), en tant qu’unité de recherche du
Ministère de le Recherche et de l’Industrie, est de fournir à la communauté astronomique brésilienne son
infrastructure astronomique. Le LNA est donc le partenaire de choix pour un accord avec le TCFH offrant
aux astronomes brésiliens l’accès au TCFH. Cet accord suit le modèle de ce qui a été commencé avec la
Corée du Sud et développé avec succès avec l’accord en cours entre le TCFH et Taiwan, qui a été
étendu fin 2007 pour un second terme de trois ans.
Le LNA opère un observatoire sur le sol brésilien, Observatório do
Pico dos Dias (OPD). Le Brésil est un partenaire dans l’observatoire
Gemini et a donc déjà une présence sur le Mauna Kea. Il fait aussi
partie d’un consortium
avec le NOAO, l’université
de Caroline du Nord et
Michigan State University
autour de SOAR (Southern
Observatory for Astrophysical
Research),
un
Observatório do Pico dos Dias
télescope alt-az de 4,1m
de diamètre installé sur le Cerro Pachon au Chili (comme
Gemini Sud) et conçu pour travailler de la coupure
atmosphérique dans le bleu (320nm) à l’infrarouge proche
SOAR Telescope
avec une excellente qualité d’image.
Les astronomes brésiliens pourront utiliser le TCFH de 5 à 10 nuits par semestre pendant trois ans
(2009B à 2012A). Le TCFH est très heureux d’accueillir le Brésil et de s’ouvrir ainsi à l’Amérique Latine.
Une nouvelle instrumentation pour 2013 et au-delà
A la suite de l’appel à idées pour de nouveaux instruments pour 2013 et au-delà, quatre concepts ont été
soumis et revus par le TCFH et son Conseil Scientifique Consultatif (SAC). Le Conseil d’Administration a
décidé fin 2008 de faire avancer un projet, SPIRou, en Phase A à compléter en mai 2009 et de soutenir
des études complémentaires pour ´IMAKA. Les auteurs d’une troisième proposition, SITELLE, ont été
encouragés à rechercher un financement approprié et construire SITELLE comme instrument hôte en
collaboration avec le personnel du TCFH.
SPIRou
SPIRou est un spectropolarimètre dans l’infrarouge proche (nIR) proposé comme
nouvel instrument prêt sur le ciel en 2014. SPIRou est essentiellement une version
nIR d’ESPaDOnS/NARVAL avec une stabilité en vitesses radiales améliorée (1m/s),
constitué d’un spectrographe échelle à haute résolution alimenté par fibre depuis un
polarimètre achromatique au Cassegrain. Il offre une couverture spectrale complète
des bandes JHK (de 0,9 à 2.4m) à une résolution spectrale de 50.000.
La principale application scientifique est la détection de planètes de type terrestre
dans la zone habitable autour des étoiles de faible masse et d’étudier le rôle du
champ magnétique dans le processus de formation étoile/planètes.
© Rob-Vel Dupuis
Le Pi de SPIRou est J.-F. Donati, avec le soutien du Laboratoire Astrophysique de
Toulouse-Tarbes et de l’Observatoire Midi-Pyrénées. J.-F. Donati a été le PI d’ESPaDOnS, l’un des trois
principaux instruments actuellement en opération au TCFH.
9
´IMAKA
´IMAKA (un mot hawaïen pour tour de garde, point d’observation) est ici “Imaging from MaunA KeA”
avec un imageur optique d’un degré carré corrigé de l’atmosphère. Le but de se projet est d’offrir une
excellent qualité d’image sur le plus grand champ possible, avec une FWHM d’au plus 0,3" sur un degré
carré dans le domaine visible. Les caractéristiques de la turbulence au-dessus du Mauna Kea, une
couche au sol très fine et un excellent seeing d’altitude, permet de corriger par GLAO de grands champs
et permettrait de rendre cet instrument vraiment unique. L’Optique Adaptative « couche au sol » (Ground
layer AO) permet de corriger les effets de la turbulence communs au champ entier. Les applications sont
très nombreuses, de la recherche des galaxies à z>7, la cosmologie des supernovae à grand redshift, le
cisaillement gravitationnel et l’évolution galactique et stellaire aux planètes extrasolaires et
l’astrophysique sub-stellaire.
´IMAKA a été proposé au départ par R. Carlberg et H. Richer, et des études prévues pour 2009 et 2010
vont impliquer une grosse équipe au Canada, en France et à Hawaï travaillant avec le TCFH pour
attaquer les principaux challenges de ce projet passionnant et mieux caractériser la turbulence entre le
plancher de la coupole et le haut de l’atmosphère.
SITELLE
SITELLE (Spectromètre Imageur à Transformée de Fourier pour l’ Etude en Long
et en Large de raies d’Emission) est un spectrographe imageur à transformée de
Fourier (imageur FTS) à grand champ, permettant d’obtenir un spectre visible (350
nm – 950 nm) de chaque source lumineuse dans un champ de 14,4 minutes d’arc
avec une couverture spatiale de 100% et une résolution spectrale qui peut varier
de 1 (image profonde panchromatique) à 104 (pour la dynamique des gaz).
SITELLE va couvrir un champ de 100 à 1000 fois plus grand que les
spectrographes intégraux de champ traditionnels comme GMOS-IFU sur Gemini ou le futur MUSE au
VLT. Il hérite de BEAR, le premier imageur FTS installé au TCFH, et il est le successeur de SpIOMM, un
instrument similaire installé sur le télescope de 1,6m du Mont Mégantic au Québec. SITELLE sera utilisé
pour étudier les propriétés des comètes, la structure et la cinématique des régions HII et les éjecta autour
des étoiles évoluées de la Voie Lactée, les raies d’émission des étoiles d’amas, les abondances dans les
galaxies proches riches en gaz et le taux de formation d’étoiles dans les galaxies éloignées.
Le PI de SITELLE est Laurent Drissen (Université Laval, Québec).
Le Projet d’Automatisation de l’Observatoire (OAP)
2008 a marqué la première année de OAP, dont le but est dans un premier temps de permettre les
observations à distance depuis Waimea sans personne au sommet. Les raisons de se lancer dans un tel
projet, plutôt difficile dans un observatoire dont le design remonte à 35 ans, sont d’une double nature :
(1) améliorer les possibilités de suivi à distance des tous les sous-systèmes critiques au sommet. On
pourra ainsi mieux les surveiller, vérifier leur statut à distance et déclencher des alertes qui souvent
permettront d’éviter des pannes ou, si elles arrivent, d’en diagnostiquer la cause à distance sans avoir à
envoyer du personnel au sommet.
(2) opérer le télescope la nuit avec une seule personne, fusionnant les rôles actuellement joués par deux
personnes (un Assistant d’Observation et un Observateur de Service) en un seul autour de l’Observateur
à Distance (Remote Observer).
Ce projet ambitieux va continuer à avance en 2009 et 2010 et sera opérationnel pour le début de 2001. Il
a été divisé en une vingtaine de sous-projets, chacun suivant le cycle traditionnel des revues, de la revue
du concept à la revue du design final. Depuis le remplacement des yeux et des oreilles de l’assistant
d’observation ouvrant ou fermant le cimier, au contrôle de la pression de l’huile dans l’hydraulique ou la
fermeture automatique du télescope et de la coupole en cas de perte de communication, il y en effet
beaucoup de choses à prendre en compte, comme le montrent les tables page suivante.
10
Requirements
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
Sub-Projects
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
x
Building to Dome Communications
Dome Shutter
Mirror Covers
Telescope Hydraulics
Dome Hydraulics
Locking Pins
f/8 Focus
Mirror Chilling
Backup Network
Diagnostic Gateway
Improve Computing Reliability
Waimea Observing Infrastructure
Dry Air System
Audio-Video Monitoring
Fire Alarm Systems
Building Lights
Audio-Video Recording
Remote Summit/Waimea Paging
Floor Chillers
Dome Louvers
Windscreen
Cass. Guide Camera Control
Autonomous Shutdown For Power Failure
Panel F Restart
Network Outage Monitor with Possible
Autonomous Shutdown
Remotely Power Cycle TCS VME
Helium Bypass Valve
Computer Room Cooling System
Weather Sensing
Front Door Monitoring
Intruder Detection and Control
Audio and Video
Detect Visitors
Dome Hydraulics
Dome Shutter
Dry Air System
Fire Alarm System
Floor Chillers
Helium Bypass Valve
Mirror Chilling
Mirror Covers
Panel F Replacement
PLC Infrastructure
Remote Control of Lights
Remote Operating Environment
Remote TCS
Software Infrastructure
Standard Operating Procedures
Telescope Hydraulics
Weather Sensing
Windscreen
Chacun des nombreux sous-systèmes du projet
est utilisé dès qu’il est prêt, une bonne façon de
bien les tester en étant encore au sommet avant
d’être vraiment en mode d’observation à distance
et de les utiliser depuis Waimea.
Le contrôle du couvercle du miroir a ainsi l’un
des premiers à être disponible et est maintenant
utilisé chaque nuit d’observation. La figure cidessous à gauche montre l’écran de contrôle
que l’opérateur utilise. Le miroir est en train de
s’ouvrir, ce qui explique la position différente des
pétales du couvercle. Ceux qui sont ouverts sont
verts, ceux qui sont fermé en gris. En
mouvement, ils sont oranges.
Chaque pétale a du être instrumenté pour que
son statut soit connu, et une caméra permet de
regarder ce qui se passe. Le système permet
finalement un bien meilleur contrôle des
opérations que ce qui se passait en mode manuel…
Une image (ci-dessous) donnée par la caméra montre le
couvercle en action. Trois pétales sont ouverts et trois
en train de s’ouvrir, et les autres sont encore fermés.
11
Les Opérations
Nights per instrument per semester
2006A
100
La figure ci-contre montre le nombre de nuits
allouées sur le télescope pour les six semestres
de 2006, 2007 et 2008. Trois instruments,
MegaCam, WIRCam and ESPaDOnS, ont
utilisé la plupart des nuits disponibles, avec les
runs occasionnels de MOS en mode FabryPérot ou d’AOB. Ce régime à trois instruments
est le mode de croisière du télescope pour
encore quelques années. Le TCFH a, pour la
première fois de son histoire, observé en mode
QSO pour la quasi-totalité de ses nuits dédiées
à la science, sauf pour quelques nuits d’AOB.
2006B
90
2007A
2007B
80
2008A
70
2008B
60
50
40
30
20
10
0
MegaPrime
AOB
MOS
Gecko ESPaDOns
WIRCam
Le graphe ci-dessous résume le temps d’observation perdu pour des problèmes sur les instruments ou
le télescope. Le but pour 2008 était une perte maximum de 3% du temps clair. Grâce au programme de
maintenance préventive qui couvre maintenant tous les problèmes connus de MegaCam et des ses soussystèmes (obturateur et jukebox des filtres), et l’absence de problèmes notoires avec ESPaDOnS et
WIRCam, les instruments n’ont pas occasionné de gros problèmes. Le télescope et ses systèmes
annexes ont aussi fonctionné correctement. 2008 a donc permis de souffler après une année 2007
difficile, et aussi de constater que les 2% maximum de temps perdu pour problèmes, vus comme un rêve
au début du GAP , sont en fait à portée de main.
Percentage of clear sky time lost to failures per run (2008)
10
E
9
8
MP
7
instrument only
W
AOB
total
6
5
W
MP
4
3
Average
2
W
MP
E
1
MP
W
E
MP
Nights lost to Weather
W
E
MP W
MP
MP
MP
W
MP
0
Average
W
AOB
MP
MP
W
E
E
E
E
Source of the failures
Clear observing time lost to failures
(rough estimates)
Nights clear
Good
tel/dome
23.1%
TCS
Instrument
1.95%
59%
35%
76.9%
98.4 %
6%
"clear" is not necessarily good for science
Seulement 1.95% du temps clair ont été perdus pour cause de problèmes, rendant confiant pour 2010 et
son but de 2%. OAP va en fait contribuer à aider à l’atteindre puisque le projet offre la possibilité de
contrôler à distance la plupart des sous-systèmes de l’observatoire, diminuant ainsi le risque de pannes.
12
Activités grand-public
2008 a été une année bien occupée côté activités grand-public. La plupart des activités sont menées par
le groupe ad-hoc au sein du TCFH, mais l’ensemble du personnel répond présent chaque fois que de
l’aide est demandée.
Soirées d’observation du Ciel
5 décembre – Soirée d’observation de Noël
Fêtes et festivals
26 janvier – Onizuka Day à UH Hilo
15 février – Foire à la Science pour West Hawaii
Intermediate/High School (juges)
16 février – Foire à la Science pour East Hawaii
Intermediate/High School (juges)
12 avril – Healthy Keiki Fest, Waimea
3 mai - Astro Day à Hilo. Affiches et calendriers du TCFH ont
été une fois de plus très populaires…
26 avril – « Journée de la Terre » à Waimea
14 novembre - Foire à la Science pour Waimea Country School (juges)
21 novembre – Journée des Filles explorant Mathématiques et Science
Visites du TCFH au sommet et à Waimea
4 juin – Etudiants an stage « Akamai »
10 novembre – Lycée canadien (avec présentation
à Waimea)
8 décembre – Lycée canadien
… et de nombreuses visites du sommet données
pour des associations caritatives.
Conférences publiques et visites d’écoles
31 janvier – Waimea Montessori School
22-23 mai – Waimea Middle School
13 juin – Camp d’été du Théâtre Kahilu
21 juin – Sky Tonight à ‘Imiloa Astronomy Center
18 novembre – Waimea Montessori School
Evénements particuliers
14 janvier – Les données du CFHTLS sont ajoutées à la banque 3D du planetarium d’Imiloa
16 janvier – Présentation du DVD Hawaiian Starlight aux enfants au Théâtre Kahilu
10 décembre – Soirée famille à la Bibliothèque de Waimea
14 décembre -- Hawaiian Starlight – version finale – est pesenté à Kahilu avec une exposition
d’impressions sur toile d’images du TCFH dans la gallerie du Théâtre.
Divers
Le TCFH continue à recevoir (avec Keck) les réunions du West Hawaii Astronomy Club un mois sur deux.
11 octobre – Participation au Dîner d’Appréciation de VisitorInformation Center à Hale Pohaku.
Deux membres du personnel continuent à participer activement au Club de Robotique de Waimea.
26/26 october – Relay for Life, Waimea. Equipe de 17 participants pour ce programme de soutien à la
lutte contre le cancer.
13
Du côté du personnel : trois départs et une arrivée !
Pierre Martin
Pierre Martin est arrivé au TCFH comme Astronome Résident
canadien en 1997. Avec son expérience au NTT de l’ESO, il
s’est rapidement retrouvé impliqué dans le projet
d’observations de service en mode queue (QSO). Après le
départ de D. Crabtree, qui avait lancé QSO au TCFH, Pierre
s’est tout naturellement retrouvé à la tête du projet qu’il a
amené à maturité en faisant un mode d’observation à la fois
efficace et performant. QSO a contribué largement au succès
du CFHT Legacy Survey et d’autre projets ambitieux menés
sur les imageurs grand-champ MegaCam et WIRCam, et
depuis 2008 sur ESPaDOnS. QSO est sans nul doute le
meilleur mode queue disponible sur un télescope ! En parallèle, quand Christian Veillet a quitté son poste
de «Senior Resident Astronomer » pour devenir le Directeur du TCFH, Pierre l’a remplacé dans ce poste
qui allait devenir Directeur des Opérations Scientifiques, un poste où il a guidé avec efficacité le Groupe
Astronomie. Pierre quitte le TCFH pour prendre la direction du télescope WYIN, une nouvelle étape toute
naturelle après une carrière couronnée de succès au TCFH !
Rohendra Attapatu
Rohendra Attapatu (“Ro”) a quitté le TCFH début 2008 après 14 ans à
l’observatoire où il a servi comme ingénieur en charge du Groupe
Opérations. Il a conduit les efforts du groupe qui ont permis de passer à
un mode orienté maintenance préventive qui a été une grande réussite
et a permis de réduire considérablement les pertes de temps
d’observation dues à des défaillances techniques. Sa connaissance
intime du télescope et de ses sous-systèmes et l’étendue de ses
compétences vont manquer ! Ro a aussi été un collègue apprécié de
tous pour ses qualités humaines, qui ont été pour beaucoup dans la
souplesse des opérations au sommet tout autant que du développement de MegaCam et WIRCam. Ro
est parti pour Half Moon Bay où il va contribuer à maintenir la Planète fraîche dans une compagnie
offrant aux entreprises des énergies alternatives efficaces…
Rosemary Alles
Rosemary Alles a quitté le TCFH après 13 ans. Comme ingénieur
informaticienne, Rosemary a été impliquée dans de nombreux projet,
du système de contrôle du télescope au traitement des données
d’ESPaDOnS. Elle a aussi démarré le programme de recyclage du
TCFH et a activement servi comme bénévole dans des associations
actives en particulier autour de l’environnement. Rosemary a rejoint le
Mainland pour un poste au Jet Propulsion Lab. à Pasadena.
Steve Bauman
Steve Bauman est arrivé au TCFH en novembre du Steward Observatory
Mirror Lab et du MMT (Multiple Mirror Telescope) à Tucson, AZ. Il a été ces
5 dernières années Ingénieur Mécanicien Principal travaillant sur le projet de
collimateur de 6,5m LOTIS qui sera utilisé pour contrôler les satellites avant
leur lancement à Lockheed Martin Space Systems (Sunnyvale, CA). Steve a
un diplôme d’ingénieur mécanicien et a étudié la mécanique du solide et la
fiabilité. Il est enthousiaste à l’idée d’apprendre les tenants et les
aboutissants de la maintenance du télescope et de participer au développement de nouveaux instruments. En dehors du travail, Steve aime le basket,
le vélo, les randonnées, les voyages, et espère ajouter le surf à la liste !
14
Employés actuels du TCFH
Akana, Moani
Albert, Loïc
Arnouts, Stéphane
Arruda, Tyson
Babas, Ferdinand
Baril, Marc
Barrick, Gregory
Bauman, Steve
Benedict, Tom
Bryson, Elizabeth
Burdullis, Todd
Cruise, William
Cuillandre, Jean-Charles
Dale, Laurie
Devost, Daniel
Devost, Michelle
Draginda, Adam
Elizares, Casey
Fischer, Linda
Forshay, Peter
Gajadhar, Sarah
George, Teddy
Ho, Kevin
Lai, Olivier
Laychak, Mary Beth
Look, Ivan
Secrétaire
Astronome Résident
Astronome Résident
Technicien Instrumentation
Asst. Administrateur Système
Ingénieur Instrumentation
Ingénieur Opticien
Ingénieur Exploitation
Technicien Instrumentation
Bibliothécaire
Senior Observateur de Service
Ingénieur Electronicien
Astronome
Secrétaire
Astronome Résident
Analyste de Données
Observateur de Service
Technicien Instrumentation
Aide-comptable/Personnel
Observateur de Service
Ingénieur Electronicienne
Assistant d’observation
Ingénieur électronicien
Astronome Résident
Observatrice de service
Ingénieur mécanicien
Luthe, John
Mahoney, Billy
Manset, Nadine
Matsushige, Grant
Mizuba, Les
Morrison, Glenn
Potter, Sharon
Roberts, Larry
Rodgers, Jane
Sabin, Daniel
Salmon, Derrick
Stevens, Mercédes
Taroma, Ralph
Teeple, Doug
Thomas, James
Veillet, Christian
Vermeulen, Tom
Ward, Jeff
Warren, DeeDee
Wells, Lisa
Withington, Kanoa
Wood, Roger
Woodruff, Herb
Woodworth, David
Zelman, Rachael
Assistant d’observation
Ingénieur informaticien
Astronome Résident
Technicien Electronicien
Technicien Electronicien
Astronome Résident
Spécialiste Sécurité
Electricien
Comptable
Mécanicien Dessinateur
Directeur Technique
Secrétaire de Direction
Responsable du Sommet
Ingénieur Informaticien
Ingénieur Informaticien
Directeur
Ingénieur Informaticien
Ingénieur Détecteur
Directrice Financière et Administrative
Assistant d’observation
Administrateur Système
Technicien automobile
Administrateur Système
Senior Assistant d’observation
Observatrice de Service
Allées et Venues
Alles, Rosemary
Atapattu, Rohendra
Barrelet, Etienne
Bauman, Steve
Cockcroft, Rob
Courteau, Stéphane
Couture, Pierre
Croll, Bryce
Eilek, Jean
Fedou, Pierre
Ghislain, Patric
Girard, Juilian
Haines, David
Heinis, Sebastien
Imai, Amber
Départ
Départ
Visiteur
Arrivée
Etudiant
Visiteur
Etudiant
Etudiant
Visiteur
Visiteur
Visiteur
Visiteur
Visiteur
Visiteur
Etudiant
Avr
Fév
Jan-Fév
Nov
Juin
Août-Sep
Mai-Août
Sep-Oct
Août-Sep
Nov + plus tôt
Fév
Juin
Nov
Sep
Juil
Juramy, Claire
Lefloch, Emeric
Lenoir, Benjamin
Martin, Pierre
Owen, Frazier
Perrin, Guy
Petit, Véronique
Polak, Lucia
Pritchett, Chris
Repain, Philippe
Roediger, Joel
Schahmanche, Kyan
Sick, Jonathan
Whelan, David
15
Visiteur
Visiteur
Etudiant
Départ
Visiteur
Visiteur
Etudiant
Etudiant
Visiteur
Visiteur
Visiteur
Visiteur
Visiteur
Etudiant
Jan-Fév
Nov
Avr-Juil
Août
Août-Sep
Nov
Juil-Sep
Mar-Avr
Jan-Fév
Août-Sep
Fév
Août-Sep
Mai-Juin
Ressources budgétaires
Les trois Agences associées ont contribué au budget annuel de
2008 pour les parts indiquées au tableau ci-contre (en dollars
américains). Ces apports reflètent une augmentation de 3% en
application du Golden Age Plan.
Contribution des
Agences
Conformément à un accord de coopération conclu avec le TCFH,
National Taiwan University a versé $250.548 au titre de remboursement des coûts liés à l'utilisation des installations de la Société.
Parmi les autres sources de fonds figurent $16.774 provenant de la
cession de droits d'utilisation de chambres à la station du niveau
intermédiaire, $22.800 provenant de la distribution de matériel
éducatif, et $101.340 d'intérêts attribués au fonds de réserve.
Les dépenses au titre du fonds de
fonctionnement ont été effectuées pour les
domaines indiqués au tableau ci-contre.
Au cours de l'année un total de $37,899 a
été déboursé du fonds de l'instrumentation
au titre des divers projets du plan
d'imagerie grand champ; ceci a porté à
$10,266,687 l'investissement cumulé dans
ce programme pluriannuel. Les crédits
attribués et la part engagée à date sont
indiqués dans le graphique ci-dessous
pour MegaPrime et pour WIRCam, les
deux grands projets d'instrumentation en
cours. A la fin de 2008, 99.9% des crédits
totaux attribués au plan d'imagerie grand
champ étaient dépensés ou engagés.
NRC
3,044,783
CNRS
3,044,783
UH
706,036
Total
6,795,602
Dépenses du fond de fonctionnement 2007
Installation et fonctionnement de
l’observatoire
Installations et fonctionnement de
base
815,646
928,548
Instrumentation
96,561
Recherche
80,930
Personnel
424,362
Frais généraux
5,170,370
Attribution à la réserve
(720,815)
Total
En 2008, le TCFH a affecté ses
ressources au titre de l'ensemble des
fonds aux catégories de dépenses regroupées dans le graphique circulaire ci-dessous.
Expended
Committed
6,795,602
Balance to Complete
Operating
expenses 31.5%
Investment in
instrumentation
.5%
$ millions
Personnel 67%
Investment in
other assets 1%
4.7
4.6
4.5
4.4
4.3
4.2
4.1
4.0
3.9
MegaPrime
16
WIRCam
Comités du TCFH
Conseil d’Administration
Secrétaire exécutive du Conseil d’administration : Mercédes Stevens
Claude Catala (F) - Vice-Président
Observatoire de Paris - LESIA
Jean-Gabriel Cuby (F )
Laboratoire d’Astrophysique de Marseille
Michael De Robertis (C) – Secrétaire
York University
Gregory Fahlman (C)
Herzberg Institute of Astrophysics
James Gaines (H)
University of Hawaii
Jean-Marie Hameury (F)
Institut National des Sciences de l’Univers
Robert A. McLaren (H) – Trésorier
University of Hawaii
Richard Normandin (C)
National Research Council Canada
Harvey Richer (C) – Président
University of British Columbia
Daniel Rouan (F)
Observatoire de Paris-Meudon
Conseil Scientifique Consultatif & Comité d’Attribution du Temps
Pierre-Alain Duc (F) - Président -TAC
Commissariat à l’Energie Atomique
Christ Ftaclas (H) - TAC
University of Hawaii
Laura Ferrarese (C) - Vice-Présidente ; TAC
Herzberg Institute of Astrophysics
Jean-François Gonzalez (F) - TAC
Centre de Recherche Astronomique de Lyon
Cécile Gry (F)
Laboratoire d’Astrophysique de Marseille
Hendrik Hoekstra (C)
University of Victoria
Robert Jedicke (H)
University of Hawaii
Dae-Sik Moon (C) - TAC
University of Toronto
Denis Mourard (F)
Observatoire de la Côte d’Azur
Nicole St.-Louis (F)
Université de Montréal
Equipe de Direction du TCFH
Christian Veillet - Directeur Exécutif
DeeDee Warren - Directeur Financier et Administratif
Derrick Salmon - Directeur Technique
Daniel Devost – Directeur des Opérations Scientifiques
Commission de Contrôle
Bernard Adans (F)
Centre National de la Recherche Scientifique
Daniel Gosselin (C)
National Research Council Canada
Russell Miyake (H) - Président
University of Hawaii
Peter Peacock (C)
National Research Council Canada
Hubert Rédon (F)
Centre National de la Recherche Scientifique
Commission des Marchés
François Baudin (F)
Institut National des Sciences de l'Univers
Robert McEwen (C) - Président
National Research Council Canada
Michel Rancourt (C)
National Research Council Canada
Gérard Vivier (F)
Institut National des Sciences de l'Univers
Duff Zwald (H)
University of Hawaii
(C) Nommé par le Conseil National de Recherches, Canada
(F) Nommé par le Centre National de la Recherche Scientifique, France
(H) Nommé par l’Université d’Hawaï
17
Programmes approuvés pour le semestre 2008A
E = ESPaDOnS
M = MegaPrime
Alecian
Allers
Altmann
Bendjoya
Beuzit
Biller
Bouvier
Cami
E
W
M
W
A
W
W
E
Catala
Cote
Cowie
de la Chevrotière
Donati
Dupuy
Durrell
Ferrarese
FLAGEY
Fulbright
Fullerton
Geha
Gu
Harrington
Harrington
Harrington
Heymans
Hoekstra
Huang
Hudson
Ibata
Ibata
Johnson
kavelaars
Kneib
Lagrange
Lai
Landstreet
E
W
W
E
E
W
M
M
W
E
E
M
E
E
E
E
M
M
M
M
M
M
M
M
W
A
W
E
Lemasle
Lodieu
Ma
Magnier
Marois
McNamara
Morin
Morrison
Pello
E
W
W
M
A
M
E
M&W
W
Petit
Petit
Phan-Bao
Rouan
M
E
E
M
Sanders
Shkolnik
Silvester
Simona
Tholen
Tully
Valls-Gabaud
van Kerkwijk
Willott
W
E
E
M
M
W
M
M
W
W = WIRCam
A = AOB
Characterisation of the magnetic field of the Herbig Be stars NGC6611 601
A survey for the new young brown dwarfs in Serpens and Ophiucus
Creating astrometric and photometric calibration fields for GAIA
Search of Organic Grains in Comet 6P/d'Arrest
Stellar multiplicity and extrasolar planet formation
A systematic survey for very young planetary mass objects
Isolated Planetary Mass Objects (IPMOs): nearing the end of the IMF
Line polarisation in optical emission bands of the Red Rectangle: Evidence for fluorescence excited in vibronic lines of
complex molecules?
Characterisation of the magnetic field of the Herbig Be stars NGC6611 601
The Structure, Formation and Evolution of Galactic Cores and Nuclei: An HST-WIRCam Survey of Virgo Cluster
A deep infrared survey of galaxies at z > 1.6
Magnetic fields in Wolf-Rayet stars
Magnetospheric accretion on classical T~Tauri stars
Dynamical masses of brown dwarfs and low-mass stars
Searching for Virgo's Intracluster Globular Clusters
The Properties of Baryonic Substructures in a Hierarchical Universe: A Deep MegaPrime Survey of the Virgo Cluster
An Explosive Discovery within the Eagle Nebula
Elemental Abundances and Kinematics of Very Metal-Poor RAVE Stars
Is the Wind of the Oe Star HD 155806 Magnetically Confined?
Turning the Tides on the Least Massive Galaxies in the Universe
CaII variation and magnetic fields of two late F-type stars: HD 179949 and HD 75332
Optical pumping using spectropolarimetry of Wolf-Rayet stars
Atmospheric distortion and tidel flows in hot binaries via spectropolarimetry
Wind launching regions in Herbig Ae/Be stars
A weak lensing study of the rich merging galaxy cluster Abell 2744
A comprehensive study of dark matter and baryon stripping in galaxy clusters
Multi-band follow-up observations of Gamma-Ray Bursts detected by the Swift satellite
u*g'i' Imaging of the Coma Cluster from the Core to the Virial Radius
Completion of "What is the nature of the dark matter: cold or warm? Imprints on the tidal stream of Pal 5"
Completion of ``The extended disks of galaxies: a new galactic component?"
Characterizing the old, nearby galactic cluster Ruprecht 147
Orbital Structure of the High Inclination Components of the Kuiper Belt.
WIRCam Deep Survey (WIRDS): Tracing the Evolution of Galaxies to z~3
Investigating low-mass companions around early type stars
Catching Collapse in Action - Deep Near-Infrared Imaging of Density Structure in Class -1/0 Sources
A spectropolarimetric survey of magnetic stars in open clusters: searching for links between magnetic fields and stellar
evolution
The slope of the Galactic abundance gradient toward the inner and the outer disk
Testing the fragmentation limit: a methane imaging survey in the Upper Sco cluster to find 5 Myr-old T dwarfs
The mass-assembly history of galaxies in distant MACS clusters
Deep astrometric reference field in the Gem-Ori-Tau region
Multiplicity at the top of the Main Sequence, a High-Angular Resolution Survey of Young A stars
Weak lensing mass measurement of MS0735.6+7421: A cluster experiencing a powerful jolt.
Surveying the magnetic properties of M dwarfs
CFHT hi-res & panchromatic imaging of galaxies of the richest galaxy clusters
WIRCAM Ultra Deep Survey (WUDS): Constraining the Star Formation Rate and the bright end of the Luminosity
Function at z>7
Orbital Structure of the High Inclination Components of the Kuiper Belt.
Is the Sun a magnetic outlier?
Mapping the magnetic field topology in partly and fully convective stars
Follow-up of the exoplanet program of the CoRoT satellite : confirmation of planetary transits and identification of false
positive.
Hawaii NIR imaging/spectroscopy of the HST-ACS COSMOS 2-deg2 treasury field
A spectroscopic survey of the missing population of young low-mass stars
Magnetic Doppler Imaging of Ap stars
The Properties of Baryonic Substructures in a Hierarchical Universe: A Deep MegaPrime Survey of the Virgo Cluster
Follow-up astrometry of Near-Earth objects
Infrared survey of the Virgo Cluster: Large galaxies observed with CFHT
Galaxy Populations in Large Quasar Groups at $0.8<z<1.4$
The Virgo Fishing Expedition: Angling for New Types of Transients in the Local Universe
The WIRCam Deep Survey (WIRDS): tracing the evolution of massive galaxies to z~3.
18
Programmes approuvés pour le semestre 2008B
E = ESPaDOnS
M = MegaPrime
Alecian
Beuzit
Biller
Bohlender
Bouvier
Brasseur
Croll
Donati
Doressoundiram
Dupuy
Foucaud
Granett
Hoekstra
Hsieh
E
A
M
E
W
W
W
E
M
W
M
M
M
W
Huang
Ibata
M
M &W
Kavelaars
Kervella
Kneib
Kong
Laesker
Lin
Ma
Magnier
Martayan
McConnachie
Montmerle
Moraux
Morin
Petit
Petit
Petit
Phan-Bao
Reipurth
Rice
Sanders
Schirmer
Shanks
Soucail
M
M
W
M
M&W
W
W
M
E
M
E
M
E
M
E
M
E
M
E
W
M
M
W
Swift
Tholen
Wade
Walawender
Willott
Willott
W
M
E
W
W
M
W = WIRCam
A = AOB
Magnetic field in young emission line stars, the case of NGC6611 W080.
Stellar multiplicity and extrasolar planet formation
A Systematic Survey for Very Young Planetary Mass Ob jects
Star-planet interactions: investigating tidal and magnetic effects
Isolated Planetary Mass Objects (IPMOs) : nearing the end of the IMF
Stellar Population Templates: Constraining Colour-Temperature Relations for JHKs
Thermal Emission from the hottest of the hot Jupiters
Magnetospheric accretion on classical T~Tauri stars
Photometry and orbit refinement of transneptunian objects in support of the Herschel space observatory.
Dynamical Masses of Brown Dwarfs and Low-Mass Stars
Deep U-band imaging of the UKIDSS UDS field
A survey of the Cold Spot
A comprehensive study of dark matter and baryon stripping in galaxy clusters
Probing the Dark Age -- A Deep WIRCAM J Survey for z > 7 Galaxies in the Extended Chandra Deep
Field-South
Mult i-band follow-up observations of Gamma-Ray Bursts detected by the Swift satellite
How are disks built up? Studing correlations betwen age, metallicity and kinematics in the disk of
Andromeda (MegaCam)
Orbital Structure of the High Inclination Components of the Kuiper Belt.
A 1% precision geometric distance to the prototype Cepheid Cep from its light echoes
WIRCam Deep Survey (WIRDS): Tracing the Evolution of Galaxies to z~3
Joint CFHT/HST/Chandra Observations of the Globular Cluster G1 in M31
Supermassive Black Holes and Host Galaxies: A Fundamental Relation Revisited.
Environment of Galaxy Mergers at z = 1
The mass-assembly history of galaxies in distant MACS clusters
A Deep u- and J -band Survey of the PS1 Medium Deep Fields B
Magnetic field in young emission line stars, the case of NGC6611 W080.
The physical properties of the proto-galactic building blocks of M31
Magnetic fields, X-rays and winds of massive stars: The Rosette cluster
MONITOR : Young low-mass eclipsing binaries in h and Per
Completing the first magnetic survey of M dwarfs
Orbital Structure of the High Inclination Components of the Kuiper Belt.
Magnetic fields, X-rays and winds of massive stars: The Rosette cluster
Probing the Kuiper Belt resonant populations: Neptune's dynamical history
Mapping the magnetic field topology in partly and fully convective stars:
Youg low-mass eclipsing binaries in h and & Per
The T Tauri star V410 Tau - spot evolution and magnetic structure
Hawaii Imaging/Spectroscopy of the HST-ACS COSMOS 2-deg2 Treasury Field
Mapping the light and mass of the first shear-selected supercluster of galaxies
Interactions between galaxies and the intergalactic medium at redshift 3.
Probing the dark matter distribution and the mass-to-light ratio of galaxy groups with the CFHTLS Strong
Lensing Legacy Survey (SL2S)
Near Infrared Imaging of Two Galactic Proto-Clusters
Follow-up Astrometry of Near-Earth Objects
Great balls of fire! Magnetic field properties of single, intermediate-mass giants
Deep Imaging of Protostellar Outflows
The WIRCam Deep Survey (WIRDS): tracing the evolution of massive galaxies to z~3.
The WMAP Cold Spot - non-Gaussian feature from the early universe or the largest void?
19
Publications TCFH sanctionnées pour 2008
Le critère suivant est utilisé pour décider si un article est considéré comme une publication TCFH: "Un article doit rapporter des
résultats nouveaux basés sur des observations obtenues au TCFH ou des archives du TCFH. Si des plusieurs télescopes sont
utilisées, les données du TCFH doivent représenter une fraction significative de l'ensemble des données." Toutes les publications
TCFH sanctionnées sont maintenant compilées et disponibles à l'ADS: http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html
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Glossaire
CEA: Commissariat à l'Energie Atomique, l'agence française responsable de la construction de
MegaCam.
CFHTLS: Le Grand Relevé Héritage du TCFH tire avantage du grand champ de MegaCam pour effectuer
3 relevés différents totalisant plus de 5000 degrés carrés en 5 ans. Ce relevé joue un rôle crucial dans
l'étude d'objets de la ceinture de Kuiper proches, de naines brunes de notre Galaxie, et de la distribution
de matière dans notre univers.
MegaCam: une caméra mosaïque utilsant 36 CCDs pour offrir un champ de vision de 1 degré carré sur
le ciel, soit environ 5 fois la surface de la Pleine Lune. Construite par le CEA, MegaCam est disponible
sur le ciel depuis 2003.
MegaPrime: le foyer primaire construit pour accueillir MegaCam, incluant en particulier un nouveau
correcteur grand-champ, un stabilisateur d’image (tip-tilt) et un système de guidage et de focalisation.
WIRCam: Wide-Field Infra Red Camera. Cette caméra infrarouge de 16 millions de pixels permet de
couvrir une zone de ciel 40% supérieure à celle de la Pleine Lune. Il s'agit du principal développement
instrumental au TCFH. Cet instrument est construit en collaboration avec des partenaires externes. La
première lumière sur le ciel a eu lien 2005, et la caméra est opérationnelle depuis 2006.
ESPaDOnS: un spectro-polarimètre échelle qui donne tout le spectre visible en une seule pose, avec une
résolution spectrale d'environ 70 000, ainsi que les composantes de la polarisation. ESPaDOnS est arrivé
au CFHT en 2004.
IHA (HIA): l'Institut Herzberg d'Astrophysique orchestre la participation du Canada aux observatoires
astronomiques d'Hawaii et du Chili, et a participé au projet MegaPrime.
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Adresses
Canada-France-Hawaii Telescope Corporation
65-1238 Mamalahoa Hwy
Kamuela, Hawaii 96743
U.S.A
Phone: +1.808.885.7944
FAX:
+1.808.885.7288
http://www.cfht.hawaii.edu
National Research Council Canada
Herzberg Institute of Astrophysics
5071 West Saanich Road
Victoria, B.C. V9E 2E7
Canada
Centre National de la Recherche Scientifique
Institut National des Sciences de l'Univers
3 rue Michel Ange
75766 Paris Cedex 16
France
University of Hawaii
Institute for Astronomy
2680 Woodlawn Drive
Honolulu, Hawaii 96822
U.S.A
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