Demande d`un programme pluriformation Contractualisation / année

2.2.C - Demande d'un programme pluriformation
Contractualisation / année 2004
A fournir en 4 exemplaires au Bureau des contrats pluriannuels DRA1 (date limite d’envoi le 1er décembre 2002).
Etablissement : Observatoire de la Côte d’Azur
demande faite g à titre principal  à titre secondaire
Une demande de programme pluri-formation a pour but d’obtenir des moyens communs : équipements collectifs, moyens
documentaires, etc. en vue de structurer une activité de recherche entre plusieurs unités reconnues au contrat (ou en cours
de reconnaissance), elle doit être formulée principalement en terme d’équipement mais l’aide au fonctionnement
d’équipements communs n’est pas exclue. Le projet scientifique et ses effets structurants doivent être explicités dans
l’annexe C1. Le nombre des utilisateurs et leur appartenance aux différentes unités de recherche doivent être mentionnés. Le
cofinancement des projets sera privilégié.
Dès à présent, le texte de ce document est disponible sur le serveur télématique du Ministère à l’adresse suivante :
http://dr.education.fr/Contrats . Vous y trouverez également les différentes nomenclatures à utiliser pour la constitution du
dossier :
- nomenclature 1 : Directions scientifiques et secteurs disciplinaires de la DR, sections CNU, Entités d'expertises des
organismes
- nomenclature 3 : Mots clefs
- Directions scientifiques de la MSU :
- principale .DS3…..et secondaires, si nécessaire .DS2........................................................
- Intitulé du programme pluriformation (Ne pas utiliser de sigle) :
Imagerie à Très Haute Dynamique Spatiale et Photométrique
- Autre(s) établissement(s) formulant également une demande pour la même unité :
. Université de Nice Sophia Antipolis  à titre principal g à titre secondaire
- Mots-clés : Imagerie Astronomique Interférométrie Optique Coronographie
- Responsable :
M. / Mme Nom Prénom Corps et Grade Section C.N.U.
M. MOURARD Denis Astronome 2° cl 34
M. VAKILI* Farrokh Astronome 1° cl 34
* au titre de l’UNSA (établissement demandeur à titre secondaire)
- Adresses (postale, téléphonique, électronique et télécopieur) :
Localisation : Observatoire de la Côte d’Azur, 2130 Route de l’Observatoire, 06460 Caussols
Téléphone : 04 93 40 54 92 Télécopie : 04 93 40 44 31
Adresse électronique : [email protected]
DATE ET SIGNATURE DU RESPONSABLE DE LA DEMANDE :
DATE ET SIGNATURE DU RESPONSABLE DE L’ETABLISSEMENT DEMANDEUR :
 Je donne mon accord à la présente demande.
Annexes à remplir par le responsable du PPF : PROJET SCIENTIFIQUE ; DEMANDE BUDGETAIRE ; LISTE DES EQUIPES CONCERNEES
Rappel des modes d’information des experts
Rubrique Partie du dossier Fichier à remonter sur
serveur FTP Saisie SIREDO
PPF
Identification administrative,
approche financière et domaine
scientifique
Non Oui
Projet scientifique et besoin en
matériels Oui Non
Liste équipes impliquées Non Oui

D1 - Projet Scientifique (joindre une note de présentation du projet) et pilotage de la structure fédérative
Le projet scientifique et ses effets structurants doivent être explicités dans cette annexe et les publications
significatives mentionnées.
PROJET SCIENTIFIQUE
La haute résolution angulaire et la haute dynamique photométrique dans les images sont aujourd’hui deux des enjeux
technologiques fondamentaux d’un certain nombre de programmes scientifiques de premier plan, parmi lesquels on peut
mettre en avant :
o Détection directe puis caractérisation spectroscopique des planètes extrasolaires.
o Etudes de la formation stellaire, des disques circumstellaires à des échelles spatiales inférieures à l’unité
astronomique.
o Caractérisation des régions internes des noyaux actifs de galaxies, notamment les ‘Broad Line Regions’ ainsi
que les tores de poussière qui délimitent ces régions internes. L’objectif astrophysique est d’aboutir à une
compréhension plus fine du cœur des galaxies.
L’avènement actuel de l’interférométrie optique (mise en service de l’interféromètre du VLT pour une communauté
large) et les progrès récents des méthodes de coronographie ouvrent les portes de niches scientifiques tout à fait prometteuses
et passionnantes. Les équipes scientifiques concernées par cette demande ont une longue histoire de développement dans ce
domaine ; elles font en effet partie intégrante des groupes qui ont mené les premiers travaux pionniers en interférométrie
optique et il existe une longue tradition autour des méthodes optiques de haute résolution angulaire et/ou de haute dynamique.
Ces travaux ont évidemment dépassé le cadre strict de le recherche instrumentale avec des résultats de premier plan
essentiellement en physique stellaire concernant l’imagerie d’enveloppes de poussière autour d’étoiles évoluées : Géantes
Rouges de la Branche Asymptotique des Géantes (AGB), post-AGB ou B[e] ainsi que les environnements d’étoiles massives
sans oublier des binaires à grand écart de magnitude. Aujourd’hui, le sondage de la photosphère des étoiles centrales et la
compréhension de leur connexion physique avec leur environnement immédiat nécessitent désormais l’accès à des résolutions
meilleures que 0.1 mas, seules disponibles avec des réseaux interférométriques de plusieurs kilomètres de base. En même
temps le suivi de la variabilité stellaire et de ses effets dans son atmosphère étendue n’est possible qu’avec la très haute
dynamique photométrique. Des efforts de recherche sont donc nécessaires dans le domaine de la reconstruction d’image et de
la très haute dynamique. Celle-ci est implicitement satisfaite si les performances de 109 de contraste pour détecter une exo-
Terre en longueur d’onde visible sont atteintes.
Un certain nombre de grands projets sont actuellement en cours de définition/décision et outre l’exploitation
scientifique des nouveaux instruments VINCI, MIDI et AMBER qui rentrent en service au VLTI, notre communauté entend
jouer un rôle moteur autour de deux axes principaux :
o L’imagerie à haute dynamique, incluant les techniques de coronographie, de contrôle de surface d’onde, de
post traitement adéquat et avec comme objectif scientifique d’atteindre des dynamiques photométriques de
l’ordre de 109 dans le visible et le proche infrarouge. Ce travail de recherche s’articule autour de simulations
numériques, de développements de laboratoires ainsi que des prototypes testés sur le ciel. Le contexte
scientifique est celui d’une implication forte dans la phase d’étude du projet ‘Planet Finder’ de l’ESO (2003)
puis dans la phase de réalisation (2004-2007) si le consortium français est choisi. C’est aussi naturellement la
poursuite des contributions au mode « frange noire » de la mission spatiale Darwin de l’ESA (2012), avec
également des contributions originales en collaborations avec les américains sur la mission Terrestrial Planet
Finder. A terme ces deux projets pourraient fusionner vers une mission commune. Enfin plusieurs
chercheurs sont impliqués dans la définition et les études du mode coronographique de l’instrument MIRI du
JWST, dont le lancement est prévu en 2009.
o L’imagerie interférométrique sur le VLTI avec, d’une part le développement d’un module nommé APRES-
MIDI et qui permettra la recombinaison de 4 voies dans le moyen infrarouge, et d’autre part la définition
puis l’étude et le développement d’un projet d’instrument imageur optimisé pour le visible et le proche
infrarouge et recombinant 6 à 8 des télescopes du Paranal. Ce thème inclue naturellement des travaux de
recherche technologique ainsi que des études théoriques sur les méthodes de formation d’image et de
traitement de données associé. Dans le cadre de la mission spatiale DARWIN dédié à la détection directe et à
la caractérisation spectrale des exo planètes, un mode imagerie est également prévu. Nous comptons jouer un
rôle actif dans la définition et les études de ce mode de façon à pouvoir bénéficier dans un avenir pas trop
lointain d’un accès privilégié à un imageur interférométrique spatial. Nos équipes sont également très actives
dans la réflexion long terme à propos des très grands télescopes et du compromis pressenti actuellement
entre très grande pupille monolithique (50, 100 mètres) et grands réseaux optiques. La définition précise des
objectifs scientifiques ainsi que des performances techniques nécessaires et réalisables dans un avenir proche
devrait conduire à des choix stratégiques en matière de futurs grands observatoires sols. Nos compétences en
conception instrumentale, optique atmosphérique, simulations numériques trouvent là leur application
concrète idéale.

Plusieurs groupes travaillent actuellement dans cette thématique et nous voulons optimiser les travaux de nos
différentes équipes en fédérant nos actions afin d’être plus efficace et d’éviter les redondances tout en favorisant la
compétition intellectuelle nécessaire pour une définition d’excellence.
Il existe néanmoins une longue tradition de collaboration entre nos deux laboratoires (UNSA et OCA) qui s’est
concrétisée par l’aboutissement de grands projets (tels que AMBER) et qui aujourd’hui conduit à de nouveaux projets
ambitieux d’ampleur internationale (mode imageur du VLTI, instrument ‘Planet Finder’ de l’ESO, interférométrie spatiale
Darwin et TPF). Il est donc essentiel de se doter des moyens adéquats et des équipements optimaux pour un bon
développement de nos recherches.
Ces recherches sont menées en grande partie en collaboration avec d’autres laboratoires et notamment l’équipe du
Laboratoire LISE à l’OHP (Antoine Labeyrie et al.) ainsi que l’équipe d’optique du LAM à Marseille (Marc Ferrari et al.). Ces
deux équipes ont une activité très forte dans le domaine des futurs grands collecteurs optiques (mono pupilles ou
interférométriques) au cœur des thèmes que nous souhaitons continuer à développer. Les travaux de recherche présentés ci-
dessous seront ainsi naturellement élargis à ces équipes. Par ailleurs des contacts sont établis avec le Laboratoire de Physique
de la Matière Condensée (LPMC) de l’UNSA pour participer à terme aux aspects amont des composantes et technologies
optiques pouvant s’intégrer en ITHD à ouverture monolithique ou multi-télescope.
PROGRAMME DE RECHERCHES
Le plan de travail que nous proposons dans ce cadre est ambitieux mais comporte de nombreux points redondants
entre les thématiques, ce qui justifie encore plus une coordination étroite entre les différentes équipes projets. Trois grands
thèmes ont été identifiés et sont détaillés ci-dessous :
o Exploitation astrophysique des outils HRA existants (Pilote principal OCA): la mise en service des
instruments MIDI et AMBER du VLTI s’accompagnent pour nous d’un retour important en termes de temps
garanti. De plus la longue expérience des équipes locales en interférométrie optique et thermique laisse présager
d’un dynamisme important quant aux propositions de programmes à mener sur cet interféromètre. Parallèlement,
l’OCA héberge le GI2T qui reste aujourd’hui malgré ses difficultés pour l’amener au plus haut niveau de
performances opérationnelles le seul interféromètre travaillant dans le visible et offrant des résolutions spectrales
adaptées aux programmes de physique stellaire. Naturellement les équipes impliquées dans ces projets ont
développé un certain nombre d’outils d’aide à la préparation et à l’exploitation astrophysique. Il existe de plus
une structuration nationale autour du Centre Mariotti visant à optimiser le retour scientifique du VLTI. Nous ne
voulons pas nous substituer à ces structures mais une action dynamique de nos laboratoires peut en permettre le
rayonnement d’une part et d’autre part apporter une contribution originale et novatrice et aux retombées
importantes pour une communauté bien plus large. Nous avons ainsi identifié un certain nombre de points où une
collaboration renforcée est aujourd’hui cruciale :
¾ Couplage des méthodes spectroscopiques et interférométriques
¾ Développement des méthodes différentielles
¾ Mise en place d’une base de données de modèles standard d’objets astrophysiques à intégrer dans les
outils de préparation d’observation et d’interprétation des mesures.
o Imagerie interférométrique (Pilote principal OCA): notre ambition dans ce domaine est d’apporter notre
savoir faire et notre expérience au profit de la constitution d’un consortium large visant à une proposition
d’instrument de recombinaison de deuxième génération du VLTI et visant l’imagerie par recombinaison directe
de 6 à 8 télescopes. Pour ce faire nous nous appuyons sur un certain nombre d’actions :
¾ Développement de la proposition APRES-MIDI. Equipement et sous-système d’alignement et de
contrôle en laboratoire du module. Cet équipement, constitué entre autre d’un détecteur (visible ou
proche infrarouge), d’optique dont optique de renvoi escamotable, devra permettre les tests
d’alignement d’ApreS-MIDI en laboratoire avant l’installation de ce module sur MIDI.
¾ Etude conceptuelle pour définir le type de recombinaison à adopter en fonction de spécifications
scientifiques à détailler.
¾ Simulations numériques visant à mieux comprendre les limites de l’imagerie directe (artéfacts dans
l’image, sensibilité de la réponse impulsionnelle aux perturbations instrumentales ou atmosphériques)
mais aussi à progresser sur les méthodes de reconstruction d’images dans le cas d’un fonctionnement en
mode synthèse d’ouverture. Ce dernier point est par ailleurs central même dans le mode imagerie directe
puisque l’analyse de l’image se fait nécessairement via une interprétation à partir d’un modèle afin
d’extraire les grandeurs physiques intéressantes (champ de vitesse, champ de densité, profil
atmosphérique…). Notre ambition est de pouvoir décider de la meilleure stratégie de recombinaison
pour l’imagerie en fonction du type d’objets astrophysiques d’intérêt. Cette notion est fondamentale
dans la phase de définition d’un futur instrument imageur où la couverture scientifique devra être la plus
large possible tout en offrant les meilleures performances dans les différents cas.
¾ Prototypage : pour ce faire nous envisageons de réaliser une expérience de masque pupillaire qui nous
permettra de tester différents modes de recombinaison (filtrage spatial, densification, spectrographie 3D)
et de quantifier réellement les problèmes identifiés comme le champ cohérent, le chromatisme des
solutions de recombinaison. Cette expérience pourrait être installée sur le banc d’optique adaptative en
cours de montage au foyer coudé du télescope du Laser Lune du Plateau de Calern.

L’objectif de ces études est d’une part de développer nos savoir faire de façon concrète au travers de réalisation
d’instruments et de pouvoir mener une étude détaillée d’un futur instrument imageur pour lequel il est attendu un
appel d’offre de l’ESO dans la période 2004-2006. Il est donc nécessaire d’anticiper et de préparer une étude
conceptuelle la plus avancée possible afin d’être crédible puis efficace dans la phase de réalisation.
o Imagerie à très haute dynamique (ITHD) (Pilote principal UNSA) : Le développement de techniques ITHD
connaît aujourd’hui un essor sans précédent, ravivé par la découverte des planètes extra-solaires. En complément
à l’effort considérable placé dans l’étude et la mise en œuvre des instruments d’ITHD à partir de tel ou tel
concept ou technique (e.g. NAOS-CONICA, CFHT-PUEO), l’ITHD nécessite à notre avis une approche plus
globale en partant d’une connaissance fine des effets de la turbulence atmosphérique, de l’optique adaptative qui
en corrige les perturbations basée sur un senseur de front d’onde adapté, d’une coronographie très performante,
de techniques complémentaires d’extinction adaptative et enfin de méthodes d’analyse du signal post-détection
appropriées à l’ITHD. Cette approche globale doit se dérouler en plusieurs étapes:
¾ Modélisation et expérimentation numériques massives basées sur des modèles aussi complet que
possible de toute la chaîne d’ITHD,
¾ Construction d’un dispositif d’ITHD de laboratoire intégrant
• les fonctions sources (EXPN, environnements stellaires, disques proto-planétaires, NAG),
• un simulateur de la turbulence atmosphérique (non nécessairement locale),
• un senseur de front d’onde couplé à un miroir déformable à grand nombre d’actuateurs des
montages coronographiques,
• un deuxième étage d’O.A. ou d’extinction adaptative,
• un détecteur rapide (IR ou visible)
• un processeur temps-réel intégrant des progiciels de détection ave algorithmiques appropriés.
¾ Couplage à l’expérience de prototypage en imagerie interférométrique évoquée dans le thème 2 (voir
plus haut) ou tout autre télescope équipé d’optique adaptative performante.
Compte tenu du niveau de performances requis pour détecter une exo-planète, c.à.d. une dynamique
photométrique de 109, il faut particulièrement soigner les différentes méthodes mis en œuvre dans l'analyse des
images coronographiques s'appuyant largement sur des techniques probabilistes avancées (modélisation et calcul
de structures optimales en identification de compagnons exo-planétaires) auprès de spécialistes de telles
techniques.
Les méthodes d’ITHD trouvent leur application à travers la coronographie au sol sur les grands télescopes de la
classe de 8-10m équipés d’Optique Adaptative (O.A.) ou l’interférométrie à longue base utilisant des méthodes
d’extinction interférentielle. Au sol c’est évidemment la turbulence atmosphérique qui imposera la limite physique
de l’ITHD (VLT-PF d’ESO, GENIE, Keck-I) où notre expertise en optique atmosphérique nous place dans une
position forte pour la conception de solutions instrumentales efficaces qui peuvent aussi s’appliquer aux missions
spatiales (NGST, DARWIN, TPF).
La conception, la réalisation et la mise en route d’une chaîne d’ITHD rentrera aussi dans le cadre de l’évolution
des enseignements et de TD d’optique en Maîtrise de Physique de UFR-Sciences de l’UNSA, et ainsi que le DEA
d’imagerie de l’Univers actuellement pris en charge conjointement par le laboratoire d’Astrophysique de Nice et
l’OCA.
Enfin il faut insister sur le fait que l’effort que nous voulons placer en R&D d’ITHD s’accompagne naturellement
et de manière complémentaire avec nos recherches en astrophysique observationelle concernant l’environnement
des étoiles évoluées à forte perte de masse. Ces recherches sont engagées et seront soutenues sur les instruments
existants les plus performants comme PUEO-CIA, VLT-NACO, SUBARU.

MOYENS HUMAINS
Exploitation astrophysique
o Philippe BENDJOYA (MC-UNSA)
o Daniel BONNEAU (A1-OCA)
o Christian BRACCO (MC-UNSA)
o Merième CHADID (AA2-OCA)
o Pierre CRUZALEBES (CR1-OCA)
o Armando DOMICIANO (Et.UNSA)
o Marianne FAUROBERT (PR-UNSA)
o Bruno LOPEZ (AA1-OCA)
o Philippe MATHIAS (AA1-OCA)
o Denis MOURARD (A2-OCA)
o Nicolas NARDETTO (Et.-OCA)
o Gilles NICCOLINI (Et.-OCA)
o F-X SCHMIDER (CR1-UNSA)
o Philippe STEE (CR1-OCA)
o Farrokh VAKILI (A1-UNSA)
Imagerie interférométrique
o Eric ARISTIDI (MC-UNSA)
o Alain BLAZIT (CR1-OCA)
o Daniel BONNEAU (A1-OCA)
o Yoann CAVALLIN (Et.-UNSA)
o Laurent ESCARRAT (Et.-OCA)
o Slim HAMDANI (Et.-OCA)
o Bruno LOPEZ (AA1-OCA)
o Denis MOURARD (A2-OCA)
o Romain PETROV (DR2-UNSA)
o Sylvie ROBBE-DUBOIS (MC-UNSA)
o Martin VANNIER (Et.-UNSA)
o Valérie WEBER (Et.-UNSA)
Imagerie à Très Haute Dynamique
o Lyu ABE (post-doc-UNSA)
o Claude AIME (PR1-UNSA)
o Julien BORGNINO (PRE-UNSA)
o Laurent ESCARRAT (Et.-OCA)
o André FERRARI (MC-UNSA)
o Céline FERRARI (MC-UNSA)
o Jean GAY (A1-OCA)
o Henri LANTERI (PR2-UNSA)
o Olivier MICHEL (PR2-UNSA)
o Yves RABBIA (A1-OCA)
o Gilbert RICORT (PR1-UNSA)
o Rémi SOUMMER (post-doc-UNSA)
o Jean VERNIN (DR2-UNSA)
o Aziz ZIAD (MC-UNSA)
Ingénieurs et techniciens impliqués :
o Karim AGABI (IE2-UNSA)
o Dominique ALBANESE (T-OCA)
o Pierre ANTONELLI (IR-OCA)
o Evelyne AUGIER (IR2-UNSA)
o Max AZOUIT (IR1-UNSA)
o Yves BRESSON (IE-OCA)
o Jean-Louis CHEVASSUT (AI-OCA)
o Jean-Michel CLAUSSE (IE2-OCA)
o Michel DUGUE (IR-OCA)
o Sébastien FLAMENT (Inf. -OCA)
o François JEANNEAUX (AICE-UNSA)
o Stéphane LAGARDE (IR-OCA)
o Guy MERLIN (IE2-OCA)
o Alex ROBINI (IE2-UNSA)
o Alain ROUSSEL (IR-OCA)
o Jean-Louis SCHNEIDER (AI-OCA)
o Alain SPANG (T-OCA)
o Pamela WILSON (AI 50%-OCA)
ORGANISATION
La proposition de convention de fonctionnement que nous souhaitons établir entre les unités de recherche qui
présentent ce PPF est basée sur la méthodologie projet. Sur la base de la proposition scientifique ci-dessus, il est créé, par
thème, des structures projets transverses entre les laboratoires avec un responsable scientifique chargé du développement du
projet et un responsable technique chargé de son organisation concrète. Selon le cas, le responsable technique aura également
un rôle dans le développement du projet (informatique, optique, mécanique, système…).
Afin d’avoir une programmation et un suivi dans l’esprit de la collaboration, nous mettrons sur place une instance de
pilotage du PPF et qui sera constituée des membres suivants :
o Le responsable du PPF
o les directeurs des Unités
o les responsables des thèmes
o un expert extérieur
L’instance de pilotage devra se réunir 3 fois par an : en Janvier pour la mise à jour des plannings, en Mai pour un état des lieux
et en Septembre pour adapter le cadrage budgétaire et en ressources humaines.
Toute réunion devra faire l’objet d’un compte rendu qui sera diffusé, après approbation, à l’ensemble des acteurs de
ce PPF. En fonction de l’évolution relative des thèmes et selon la nécessité ultérieure de scinder certaines activités, il pourra
être procédé à une re-définition des thèmes. Cette redéfinition sera soumise à l’approbation de l’ensemble des acteurs du PPF.
Afin de pouvoir appliquer une politique de coopération dynamique et cohérente, le budget PPF sera sous la
responsabilité de l’instance de pilotage, qui pourra donner délégation aux responsables de thèmes dans le cadre d’enveloppes
discutées en commun.
Nous demandons également à travers ce PPF le cofinancement de deux bourses post doctorales ou visiteurs longue
durée par an (cofinancement avec Région et/ou 6° PCRD) d’une durée de 2 ans, soit, sur la durée du PPF, 2 bourses de 2 ans
par établissement.
Enfin nous insistons ici sur le fait que les laboratoires proposant le présent PPF ont pour objectif de mettre en place
une structure scientifique opérationnelle dès le début du quadriennal 2004-2007 se basant sur les conventions signées entre les
établissements OCA et UNSA afin d’évoluer à terme vers une Fédération de Recherche qui leur permettrait de créer un centre
d’excellence en Haute Résolution Angulaire pour l’Astrophysique Observationnelle.