EQUIPE M2A 1. Exploration des premiers 100 μas au cœur des

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EQUIPE M2A
L’équipe M2A, composée de 4 chercheurs permanents, 3 ingénieurs, 2 post-doctorants et un étudiant en thèse en
cotutelle, pourra compter sur un nouveau post-doctorant à partir de janvier 2010. Le départ à la retraite d’un
chercheur au cours de la période concernée est à prévoir.
Au cours de la période 2011-2014, l’équipe M2A poursuivra ses travaux de recherche selon deux axes
principaux : (i) l’exploration des premiers 100 µas au cœur des noyaux actifs de galaxies ; et (ii) l’exploration de
la Galaxie : paramètres stellaires et cinématique. L’activité de recherche sur la dynamique du système solaire
sera aussi poursuivie.
Toutes les activités de l’équipe sont liées à des observations astrométriques, que ce soit en optique, en IR ou en
radio. Des observations photométriques et spectroscopiques sont aussi pratiquées. La préparation scientifique à
la mission spatiale Gaia, dans laquelle l’équipe est fortement impliquée, est une activité fédératrice qui
continuera dans les prochaines années. Avec un lancement est prévu en 2012, puis un milliard d’objets observés
en moyenne de 50 à 150 fois par 3 instruments, les domaines d’application de Gaia sont très variés. Ils
concernent notamment les systèmes de référence et la physique des quasars, la structure galactique, la physique
stellaire, les systèmes stellaires et le système solaire qui sont tous des domaines d’intérêt pour l’équipe.
L’implication dans le service VLBI international pour la géodésie et l’astrométrie (IVS) est également un axe
fort de l’équipe qui sera poursuivi au cours des années à venir.
1. Exploration des premiers 100 µas au cœur des noyaux actifs de
galaxies
Ce premier axe de recherche vise à explorer le cœur des noyaux actifs de galaxies en tirant profit des précisions
accrues (quelques dizaines de µas) qu’offrira l’astrométrie radio et optique au cours des prochaines années grâce
aux réseaux VLBI intercontinentaux et à la mission d’astrométrie spatiale Gaia. Il est motivé par les questions
astrophysiques suivantes : quelle est l’origine des jets relativistes observés dans les noyaux actifs de galaxies ?
Pourquoi certains objets sont-ils émetteurs radio alors que d’autres ne le sont pas ? Les noyaux actifs de galaxies
abritent-ils en leur sein des trous noirs binaires qui seraient la trace de rencontres passées puis de la fusion entre
deux galaxies ?
Ces questions font référence au modèle standard dit unifié qui décrit les noyaux actifs de galaxies comme étant
constitué d’un trou noir central supermassif entouré d’un disque d’accrétion duquel émergerait deux jets
symétriquement opposés – pour les objets dits radio-loud – alors que les objets dits radio-quiet auraient des jets
peu puissants ou inexistants (voir figure). Selon ce modèle, l’émission produite par le disque d’accrétion serait
de nature thermique avec un maximum se situant aux longueurs d’onde optiques, alors qu’à l’inverse les jets
relativistes produiraient de l’émission non-thermique couvrant tout le spectre électromagnétique. S’agissant de
l’émission radio, les modèles prévoient également que les jets relativistes qui sont responsables de cette émission
aient leur origine de plus en plus près du trou noir central lorsque la longueur d’onde diminue, d’où une variation
attendue de la position astrométrique lorsqu’on passe des longueurs d’onde centimétriques aux longueurs d’onde
millimétriques par exemple. En optique, le mode d’émission dominant (thermique ou non-thermique) reste
incertain, de même que
l’origine de la forte
variabilité qui est observée
dans certains types d’objets
tels que les blazars. En
comparant les positions
ultra-précises qui vont être
mesurées en optique (par
Gaia) et en radio (par
VLBI) au cours des
prochaines années, et en
étudiant leur évolution au
cours du temps, notamment

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durant les épisodes de forte variabilité, il va être possible d’aborder ces questions, tout comme celle de la binarité
du trou noir central, susceptible également de produire des mouvements orbitaux détectables par astrométrie.
Unification des repères de référence radio et optique
Pour comparer des positions radio et optique à un haut niveau de précision (et éventuellement détecter un
décalage physique réel entre ces positions), il est indispensable que les repères de référence correspondants
(optique et radio) aient été au préalable parfaitement alignés. Aujourd’hui, l’orientation du repère radio est
connue à 10 µas près de par les 295 sources de définition de l’ICRF2, le nouveau repère VLBI qui vient d’être
adopté par l’UAI ; ces sources de haute qualité astrométrique ont des coordonnées dont la précision atteint
40 µas pour les meilleures d’entre-elles. A l’horizon 2015-2020, le repère Gaia sera basé sur un ensemble de
20 000 à 50 000 sources primaires ayant une précision en position comprise entre 25 et 70 µas, et qui
permettront de définir les axes du repère à mieux que 1 µas près. Pour réaliser l’alignement entre l’ICRF2 et le
repère Gaia, il faudra disposer de plusieurs centaines de sources communes de telle sorte que les erreurs
provenant des écarts en position sur les objets individuels (que nous cherchons à mesurer) se moyennent
suffisamment bien et n’affectent pas le calage global des deux repères ; par ailleurs, un minimum de 300 sources
apparaît nécessaire afin de conserver la précision intrinsèque avec laquelle l’orientation de l’ICRF2 est définie.
Néanmoins, il s’avère aujourd’hui que seules 70 sources de l’ICRF satisfont aux critères de précision et de
qualité astrométrique pour l’alignement avec le repère Gaia (Bourda et al. 2008), d’où la nécessité d’identifier de
nouvelles sources. Pour cela, nous avons entrepris un survey VLBI de toutes les sources, non observées en VLBI
jusqu'à présent, et qui possèdent a priori les propriétés voulues en termes de magnitude optique (V < 18) et de
détectabilité VLBI (densité de flux > 20 mJy). Ce survey, qui concerne des sources typiquement 10 à 20 fois
plus faibles que celles de l’ICRF, est organisé en trois étapes : détection, cartographie, et astrométrie. Pour des
raisons observationnelles, il a été, dans un premier temps, volontairement limité à 450 sources, situées
principalement dans l’hémisphère nord (δ ≥ –10°), l’extension à l’hémisphère sud étant prévue dans un second
temps. L’objectif de ce projet observationnel est de multiplier par 4 le nombre de sources adéquates pour
l’alignement entre l’ICRF2 et le repère Gaia d’ici 2015, date ou un premier catalogue Gaia devrait être réalisé.
Mesure du décalage entre le barycentre des émissions radio et optique dans les quasars
Moyennant le travail ci-dessus, nous espérons à terme pouvoir aligner l’ICRF2 et le repère Gaia à 10 µas près et
ainsi être capable de détecter des décalages entre positions optique et radio au niveau de quelques dizaines de
µas. Pour valider de telles détections, il sera important de comparer la direction selon laquelle on observe ces
décalages avec la direction des jets VLBI pour les sources considérées, ces directions devant être en accord si le
modèle qui décrit les noyaux actifs de galaxies (cf. figure) est correct. Pour cela, il faudra donc également
disposer de cartes VLBI des sources étudiées, d’où la nécessité de poursuivre le travail de cartographie
systématique des sources de l’ICRF que nous avons engagé il y a 3 ans dans le cadre du service international
IVS et qui a abouti à la création de la base d’images BVID. A noter que cette base comprend aujourd’hui plus de
1500 images VLBI pour 700 sources extragalactiques différentes et que son volume s’accroît de 600 nouvelles
images par an.
Un autre élément qui aidera à valider nos résultats viendra de la construction d’un repère aux plus hautes
fréquences radio (24 et 43 GHz), travail dans lequel nous sommes engagés depuis 2002 avec les équipes VLBI
du JPL, de l’USNO, de NASA/GSFC et du NRAO. Ce repère tel que disponible aujourd’hui n’atteint pas encore
la qualité de l’ICRF2 mais nous espérons y parvenir d’ici quelques années grâce au programme VLBI
observationnel en cours. Comme indiqué précédemment, les positions mesurées à ces fréquences devraient se
situer plus en amont dans les jets (en direction du trou noir central) et s’intercaler entre les positions ICRF2 et les
positions optiques. Un tel constat, montrant un décalage progressif de la position observée lorsque la fréquence
d’observation augmente, validerait les modèles en vigueur. A noter enfin que pour compléter ces études, nous
étudierons également la faisabilité d’un repère à 86 GHz, même si à cette fréquence les difficultés techniques
sont plus grandes du fait des fluctuations rapides de la troposphère qui limitent le temps d’intégration.
Caractérisation des objets radio faibles ou radio-quiet
Une question qui émerge de ces travaux, notamment de ceux liés au programme observationnel pour aligner les
repères radio et optique, concerne les propriétés des sources radio faibles. Il est souvent admis en effet que ces
sources seraient plus compactes que les sources radio plus fortes telles que celles de l’ICRF2, et auraient ainsi
une meilleure qualité astrométrique pour définir un repère de référence de très haute qualité. Cette propriété,
cependant, n’a jusqu'à présent pas été réellement vérifiée. Grâce à la base d’images BVID que avons construite,

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aux 400 sources supplémentaires (faibles) en cours de cartographie pour les besoins de l’alignement avec le
repère Gaia, ainsi qu’à toutes les images issues du VLBA Calibrator Survey, nous disposons aujourd’hui d’un
échantillon statistiquement significatif (plusieurs milliers de sources) et couvrant plus de deux ordres de
grandeur en densité de flux radio (de 10 mJy à plusieurs Jy) pour répondre a cette question.
Dans une deuxième étape, nous comptons descendre encore plus bas en flux, en observant un échantillon de
sources ayant des flux compris entre 10 mJy et 0.1 mJy, soit proche de la limite actuelle de détection par VLBI.
Pour cela, il faudra utiliser la méthode dite de cartographie par référence de phase – qui consiste à calibrer la
phase par rapport à une source ICRF2 angulairement proche – car la méthode de cartographie traditionnelle ne
peut pas être utilisée pour des sources si faibles. A noter que l’observation de telles sources très faibles va
devenir de plus en plus facile dans le futur, notamment avec le réseau VLBI européen (EVN), du fait de
l’intégration prochaine de nouvelles grandes antennes (40 m en Espagne en 2008, 64 m en Sardaigne en 2010,
antennes chinoises et russes en 2010) et de la construction d’un corrélateur européen de nouvelle génération qui
pourrait être décidée d’ici deux ans. Ce nouveau corrélateur serait basé sur la carte Uniboard dans le
développement de laquelle le laboratoire d’électronique du LAB est impliqué au sein du projet FP7-RadioNet.
S’agissant de l’astrométrie, nos observations VLBI, menées en parallèle avec les observations Gaia à partir de
2012, tenteront de répondre à deux questions : (i) les positions optique et radio coïncident-elles mieux pour les
sources radio faibles que pour les sources radio puissantes ? (ii) les positions des sources radio faibles ou radio-
quiet sont-elles plus stables que pour les sources radio puissantes ? Selon les résultats obtenus, on pourra alors
déterminer si l’émission optique provient plutôt du disque d’accrétion ou plutôt des jets relativistes. A noter que
pour ce travail il faudra développer de nouveaux algorithmes pour intégrer les observations de sources faibles (<
10 mJy) en référence de phase aux observations VLBI globales classiques. Ce développement est prévu et fait
partie d’un projet plus général intitulé « Astrométrie de haute précision avec les interféromètres radio du futur »
cofinancé par le projet européen FP7-RadioNet (dans le cadre de l’activité de recherche ALBiUS) et la Région
Aquitaine, et sur lequel un post-doctorant sera prochainement recruté pour une durée de deux ans.
Caractérisation des blazars durant les épisodes de forte variabilité
Une autre question qui émerge de l’étude des noyaux actifs de galaxies concerne l’origine de la variabilité qui est
observée dans certains objets tels que les blazars, qui peut atteindre un facteur 100. Cette variabilité est plus
prononcée aux courtes longueurs d’onde (optique et en dessous) et se produit à des échelles de temps de
quelques semaines, quelques jours ou même quelques heures pour les objets les plus extrêmes, ce qui implique
que la zone d’émission soit très petite. Est-elle plutôt localisée dans le jet ou le disque d’accrétion ? Comme dans
le cas précédent, nous pouvons aborder cette question grâce à l’astrométrie radio et optique, en comparant les
positions des objets durant les périodes de quiescence et de forte activité. En effet, on peut s’attendre à ce que
l’émission optique dominante vienne du disque d’accrétion durant les périodes de quiescence, et du jet durant les
périodes de forte activité, auquel cas on devrait observer une variation de la position optique selon le niveau
d’activité. Selon cette hypothèse, on devrait aussi observer une meilleure cohérence des positions optique et
radio durant les périodes de quiescence que durant les périodes de forte activité.
Pour mener à bien ce projet, il sera nécessaire de développer des programmes au sol en parallèle avec les
observations Gaia, notamment pour mesurer les positions radio aux mêmes dates qu’avec Gaia, sachant que Gaia
observera chaque objet en moyenne 80 fois durant les 5 années de la mission. Ces observations pourront être
conduites avec les réseaux VLBI de l’IVS, de l’EVN ou du VLBA. Il faudra de plus densifier les observations
optiques afin d’identifier et caractériser les épisodes de variabilité ; ce suivi existe déjà en partie aujourd’hui via
la collaboration WEBT (Whole Earth Blazar Telescope) à laquelle nous participons ; il pourra également être
complété par des observations avec la nouvelle caméra CCD développée par le LAB. Plus généralement, nous
projetons d’inscrire ce projet dans le cadre de collaborations multi longueurs d’onde, notamment avec les
télescopes hautes énergies tels que HESS (ou son successeur le CTA) ainsi que FERMI. En effet, la détection
d’épisode de variabilité simultanément aux hautes énergies, en optique et en radio, signifierait que l’origine de
l’émission est la même, d’où la possibilité de localiser spatialement la zone d’émission hautes-énergies grâce aux
observations astrométriques Gaia et VLBI, répondant ainsi à l’une des grandes questions soulevée aujourd’hui
par ces observations hautes-énergies. A noter que nous avons déjà par le passé mené des observations
simultanées VLBI et TeV – mais non-astrométriques – sur l’objet Mkn 421, celles-ci révélant une probable
corrélation durant un épisode de forte variabilité (Charlot et 2006). Une collaboration locale avec l’équipe
astroparticules du CENBG est prévue pour ce projet.

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Recherche de trous noirs binaires supermassifs
Enfin, le dernier thème que nous prévoyons d’aborder dans le cadre de cet axe de recherche concerne l’étude de
la binarité éventuelle des trous noirs situés au cœur des noyaux actifs de galaxies. Cette question est mise en
exergue notamment par l’objet OJ 287 dont la variabilité, qui présente une périodicité de 12 ans, est interprétée
comme la manifestation de l’existence d’un trou noir binaire central. Selon le modèle le plus récent pour cet
objet (Valtonen et al. 2008, Nature 452, 851), un tel trou noir binaire produirait un mouvement orbital ayant une
amplitude de 45 µas. Aussi, il est tentant de vouloir détecter un tel déplacement à l’aide d’observations VLBI
astrométriques, qui atteignent aujourd’hui ce niveau de précision, ou même le dépassent en mode différentiel.
Pour cela, nous allons engager un suivi astrométrique à long terme de cet objet, en recherchant au préalable un
calibrateur in-beam, afin d’arriver à la précision maximale possible en mode différentiel, soit 10 µas. Ce projet
sera mené en parallèle avec les observations Gaia de OJ287, qui si elles révélaient une signature identique,
pourraient permettre, dans un second temps, de valider une éventuelle détection VLBI du mouvement orbital. Au
delà de l’étude de cet objet, nous prévoyons également d’examiner les données de l’ICRF2 pour rechercher la
signature de déplacements à long terme, linéaires ou incurvés, dans d’autres objets, qui seraient la trace de
mouvements orbitaux, révélant par là-même l’existence de trous noirs binaires.
2. Exploration de la Galaxie : paramètres stellaires et cinématique
Plusieurs grandes questions se posent au sujet de la Galaxie, auxquelles l’équipe M2A cherche à apporter des
éléments de réponse. Comment et quand s’est formé le disque galactique, notamment sa composante disque
épais ? Quel rôle ont joué les accrétions et fusion d’autres systèmes ? Quelle est l’histoire de la formation
stellaire dans l’environnement local ? Quels sont les mécanismes de la formation stellaire ? Quel est le contenu
stellaire du voisinage solaire ?
L’information se trouve dans les générations successives d’étoiles, les amas stellaires, les zones de formation
d’étoiles. Les distributions spatiales, cinématiques, chimiques des populations ou associations stellaires tracent
l’évolution de ces systèmes. Par l’observation d’échantillons stellaires représentatifs, puis la détermination des
paramètres stellaires (distance, vitesses, composition chimique, âge), et enfin par l’étude statistique aux
différentes échelles, de nouvelles contraintes sont apportées aux modèles de la Galaxie.
Archéologie du disque galactique
L’équipe M2A poursuivra ses travaux sur les relations âge - cinématique - composition chimique dans le disque,
à partir d’échantillons et de méthodes améliorés. De nouveaux grands surveys spectroscopiques d’étoiles,
comme RAVE et le SDSS, fournissent des données pertinentes pour sonder le disque galactique, ainsi que
l’Observatoire Virtuel qui permet de collecter des quantités de données d’excellente qualité dans les archives et
bibliothèques de spectres stellaires disponibles à travers le monde. Nous avons défini plusieurs échantillons
d’étoiles à partir de ces ensembles de données, pour lesquelles nous allons déterminer ou re-déterminer de
manière plus fiable et homogène les paramètres stellaires en utilisant et comparant différentes méthodes
développées dans l’équipe (TGMET) ou ailleurs. A partir des distances, vitesses, compositions chimiques et âges
déduits, nous évaluerons l’existence de gradients cinématiques et chimiques dans les différentes directions
galactiques, nous étudierons en détail l’interface disque mince – disque épais, dans la continuité de nos travaux
précédents et dans la perspective de l’exploitation du catalogue Gaia sur ces thèmes.
Echelle des paramètres atmosphériques et étoiles de référence
Une des difficulté de la détermination massive de paramètres stellaires (paramètres atmosphériques, abondances
d’éléments chimiques) pour des études galactiques est la construction de grilles d’étoiles de référence couvrant
tout le diagramme HR. C’est un problème auquel se heurtent les grands surveys spectroscopiques comme RAVE
ou le SDSS, car les spectres synthétiques ne sont pas suffisament réalistes sur tout le domaine de paramètres
comme seuls supports de la paramétrisation. Les méthodes automatiques doivent être calibrées avec des étoiles
très bien étudiées de manière homogène. L’équipe M2A s’est spécialisée dans cette activité, en particulier dans
le cadre de la préparation à Gaia. Un catalogue de standards de vitesse radiale, et un catalogue d’étoiles de
référence pour les paramètres atmosphériques devront être livrés pour le lancement de Gaia en 2012. Des
observations complémentaires au sol et un travail d’homogénéïsation des échelles de température effective et de
métallicité dans les atmosphères stellaires viennent de débuter. Cela se poursuivra par l’analyse fine de centaines
de spectres stellaires à haute résolution pour produire les paramètres atmosphériques précis et homogènes des
étoiles les plus adaptées pour le traitement des données Gaia. Une base de données de paramètres stellaires,
PASTEL, a été développée et sera ouverte à la communauté en 2010. Il est à noter que l’intérêt de ce travail

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dépasse Gaia et intéresse d’autres grands projets, ainsi que les modélisateurs des atmosphères stellaires qui ont
besoin de valider leurs spectres synthétiques avec des étoiles de reference.
Cinématique d’associations d’étoiles jeunes
En matière d’exploration du voisinage solaire, l’équipe M2A est engagée dans des projets de mesure de
parallaxes trigonométriques qui s’étendent sur plusieurs années. En particulier nous avons un projet de mesure
de distance d’une quinzaine d’étoiles dans l’amas jeune TW Hydrae. Notre objectif est de permettre de mesurer
l’age cinématique de cet amas en utilisant une méthode de trace-back qui permet de s’affranchir des modèles
d’évolution stellaires. Avec l’age, la distance et la luminosité d’un ensemble d’étoiles et naines brunes de TW
Hydrae, il sera possible d’apporter des contraintes aux modèles stellaires encore incertains pour les objets jeunes,
sur une large gamme de masses (de 0.005 – 0.7 Msol). Des proposals ESO sont régulièrement rédigés dans ce
sens. Nous projetons d’étendre notre activité à des mesures de distances d’objets très peu lumineux en utilisant
les UT du VLT dans d’autres amas proches tel Beta Pictoris ou Tucanae Horologium.
Dans la dernière décade, plusieurs groupes d’étoiles jeunes, généralement de faible masse, ont été découverts
dans notre voisinage solaire. Ces jeunes associations ne sont connues qu’au travers des mesures Hipparcos de
quelques rares objets brillants. Une des questions posées par ces découvertes est la présence d’objets jeunes, loin
de tout nuage moléculaire associé aux régions de formation stellaire. L’étude de la cinématique de ces objets est
une façon de répondre à ces questions. Nous sommes engagés dans deux projets de cinématique d’amas jeunes.
D’une part, il s’agit de l’exploitation d’un catalogue de mouvements propres d’étoiles pré-séquence principale
(Ducourant et al. 2005) pour analyser la cinématique de trois associations jeunes : Corona, Chamalaeon,
Ophiuchus. Cela constitue le sujet de thèse d’un étudiant brésilien en cotutelle dont les objectifs sont de détecter
de nouveaux moving groups d’étoile pré-séquence principale, de détermination leur distance cinématique, leur
masse et leur âge pour contraindre les mécanismes de formation des jeunes étoiles.
Mouvement propre de protoétoiles en proche InfraRouge
Les Nuages de Rho Ophiuchi sont d'un grand intérêt pour l'étude de la formation des étoiles puisqu'ils
contiennent l'exemple le plus proche (d = 125 pc) de nous d'un amas formant actuellement des étoiles. Les
phases du processus de formation d'étoiles ne sont pas encore connues avec précision aussi l'étude cinématique
des objets à diverses étapes de leur formation est une approche permettant de mieux comprendre les étapes de
formation et leurs divers liens. Nous avons débuté en mars 2000 un projet de mesure de mouvements propres en
proche IR dans cette région avec le NTT (ESO) pour mesurer en 5 époques réparties sur 4 années le mouvement
propre global de l'amas ainsi que sa dispersion de vitesse. Le mouvement propre de toutes les sources détectées
jusqu'a Ks=15.7 nous permettra d'explorer l'amas jusqu'à des masses d'environ 0.05 Msol. Les distorsions de la
caméra SOFI produisant des effets difficiles à modéliser, nous avons choisi de ré-observer ce champs en 2009
afin d’avoir une base de temps de 10 ans, suffisante pour s’affranchir des erreurs observationnelles. La
détermination des mouvements propres de toutes les protoétoiles va demander un travail d'analyse et de
réduction qui devrait s'achever début 2010 par la publication des résultats. Nous projetons d’étendre ce projet à
d’autres régions de formation stellaire en utilisant le VLT (ESO). Pour ce projet l’équipe M2A est associée à
l’équipe Formation Stellaire du LAB et au réseau CONSTELLATION (RTN-FP7). Dans quelques années, ces
régions seront sondées avec une extrême précision par Gaia. Nos études exploratoires nous placent en bonne
position pour l’exploitation des données Gaia dans les amas jeunes et les zones de formation stellaire.
Dynamique du système solaire
En matière d’astrodynamique des objets du système solaire, l’équipe M2A s’intéresse plus particulièrement aux
planètes géantes et leurs satellites naturels. Un volet observations et instrumentation est réalisé en coopération
avec l’IMCCE. Il consiste en l’observation des phénomènes mutuels, des positions des satellites planétaires, afin
d’alimenter les bases de données observationnelles de l’IMCCE et du JPL. Les observations continueront à être
menées sur le site de l’observatoire avec la nouvelle caméra CCD sur le télescope de 60 cm et avec le Méridien.
Le projet PALOMBE consiste à dédoubler la nouvelle caméra CCD avec une voie bleue. Une partie des travaux
est réalisée à l’atelier de mécanique du LAB. L’instrument sera ensuite installé au Pic du Midi.
En matière de théorie des satellites de Neptune, Triton et Néréide, l’équipe M2A coopère avec l’équipe chinoise
de K.X. Shen, à Shaanxi, en vue de l’amélioration des orbites par intégration numérique. Le travail est en cours
pour Triton, en projet pour Néréide (V=19).