We investigate the origins of the photometrically Very Red and Less Red Trans-Neptunian Objects. We first reanalyse the dataset of Marsset et al. (2019) and find that, in addition to the known color- inclination correlation in hot TNOs, a similar trend exists for color-eccentricity.We show that VR TNOs are dynamically sharply constrained to eccentricities < 0.42 and inclinations < 21 deg, leading to a paucity of VR scattered disk and distant MMR objects.We then interpret these findings using N-body simulations accounting for Neptune's outward migration into a massless particles disk, and find that these observations are best reproduced with a LR-to-VR color transition line between 38 and 42 AU in the primordial disk, separating the objects' formation locations.For our adopted initial surface density profile, a color transition around 38 AU is needed to explain the high abundance of VR plutinos but creates too many VR scattered disk objects, while a transition line around 42 AU seems to better reproduces the scattered disk colors but creates virtually no VR plutinos.Our simulations furthermore show that the rarity of VR particles at high eccentricity is partially due to the absence of sweeping higher order MMRs, and secular resonances, beyond 42 AU. Paper: Ali-Dib, Marsset, Wong & Dbouk 2021 AJ .

The vast majority of the detected exoplanets orbit in less than a month around their star, in extreme conditions unmet in the Solar System. The demographics of these close-in planets exhibit a striking feature: the lack of Neptune-size worlds on very short orbits, also dubbed the ‘Neptunian desert’, which challenges our understanding of planetary formation and evolution. Two classes of mechanisms thought to play a predominant role in shaping the desert are orbital migration, which brings such planets close to their star, and atmospheric escape under the resulting increased irradiation. Yet, their relative roles remain poorly assessed, in part because we lack numerical models that couple the two processes with high precision and on secular timescales.To address this need, we developed a state-of-the-art model, the JADE code, which allows to self-consistently simulate the complete lifetime of close-in planets. We bench-marked the JADE code on the intriguing case of GJ436b, and showed that its exciting properties can be naturally explained by a strong interplay between eventful orbital and atmospheric histories.Precise measurements of orbital and atmospheric tracers are crucial to constrain our models. Our joined approach to the understanding of past dynamical and atmospheric history, combined with the servicing of next-generation instruments, offers the best chance to shed light on the origins of the desert and the processes that forge the close-in planet population.Article: The JADE code: Coupling secular exoplanetary dynamics and photo-evaporationO. Attia, V. Bourrier, P. Eggenberger, C. Mordasini, H. Beust and D. EhrenreichA&A, 647 (2021) A40DOI: 10.1051/0004-6361/202039452

La simulation auto-cohérente de l'interaction entre un vent solaire turbulent et différents corps du système solaire est rendue possible grace à un nouveau solveur hybrid-PIC multi-GPU et une approche spécifique en deux étapes. Ce nouveau type de simulation et ses premiers résultats sont ici présentés, en utilisant l'exemple d'une comète de moyenne activité. Cette première application démontre le potentiel de cette approche pour aller au-delà de l'hypothèse classique d'un vent laminaire en amont de l'obstacle. Nous démontrons comment les fluctuations du champ magnetique évoluent lors de l'interaction par l'atmosphère cométaire, résultant en des structures dans la queue cométaire autrement absente dans le cas d'un vent laminaire. L'applicabilité de cette approche est discutée pour d'autre corps du système solaire, en particulier Mercure et Mars.

The flyby of Pluto in 2015 by New Horizons revealed that Pluto is one of the most active solid bodies in the Solar System, with a wide array of processes on display, including ongoing tectonism, cryovolcanism, solid-state convection, glacial flow, atmospheric circulation, surface-atmosphere volatile exchange, aeolian processes, atmospheric photochemistry, microphysics, and haze and cloud formation.
Six years after New Horizons flyby, we will quickly review what remain the main enigmas regarding its climatic activity. We will also present new observations of Pluto we plan to acquire with the James Webb Space Telescope, as well as new numerical modeling studies of Pluto’s climate. Both observation and modeling methods will provide a broad variety of constraints on Pluto’s composition, chemistry, and climatic evolution and help us in better understanding how Pluto works, and by extension, Triton and other volatile-rich Kuiper-Belt objects.

Au cours d'une précédente étude, nous avons étudié deux dépressions situés dans la région de Ash, à la surface de la comète 67P. L'approche morphométrique comparative a permis de mettre en évidence que les deux dépressions ont grandi de plusieurs mètres avec le dernier passage au périhélie. Nous avons observé que cette croissance n'est pas forcement lié à une érosion de falaise, ainsi il est possible de suggérer que la sublimation de la glace joue un rôle clef dans l'érosion de ces structures. 

Aujourd'hui l'origine érosive de ces dépressions est encore débattue. Ainsi afin de mieux contraindre cette origine, nous avons réalisé une étude morphométrique comparative entre les dépressions présentes sur l'ensemble de la comète et des dépressions analogues sur Terre et sur Mars.  Afin de réaliser cette comparaison, nous avons construit une base de donnée composé de 131 dépressions à la surface de la comète, 200 scallops terrains sur Mars et 101 lacs thermokarstique sur Terre (qui témoignent de l'érosion d'un pergelisol). Pour chacune de ces dépressions, 10 paramètres ont été mesurés afin d'établir une base de donnée de 4320 valeurs exploitables afin de définir l'origine érosive des dépressions de la comète.   

L'analyse a révélé que les dépressions étaient réparti sur l'ensemble de la comète (12 des 19 régions contiennent au moins une dépressions) et qu'elles sont situés exclusivement dans les terrains constitué de dépôts de particule fine (FPD).  L'analyse a également montré que l'ensemble des paramètres mesurés avant les mêmes tendances morphométriques que les scallops terrains et lacs thermokarstiques martiens et terrestres (même évolution aire/périmètre; même circularité et présente une asymétrie de pente caractéristique). 

Ainsi il est possible de dire que les dépressions à la surface de la comète sont des analogues planétaires aux scalloped terrains sur Mars et aux lac thermokarstique sur Terre. De plus, cette analyse révèle que  la couche FPD se comporte comme une couche active, riche en glace, similaire à un pergélisol planétaire, où la sublimation joue un rôle clef dans l'érosion des dépressions et donc de la morphologie de la comète. 

Les vents zonaux dans la haute troposphère de Jupiter et de Saturne ont été mesurés depuis des décennies grâce à la technique du cloud-tracking. Ces vents alternent entre des vents progrades et rétrogrades et peuvent atteindre des vitesses de ~150 m/s sur Jupiter et ~400 m/s sur Saturne, à l'équateur. Juno et Cassini ont montré que ces vents s'étendent aux couches profondes troposphériques. Dans les zones aurorales de Jupiter, des vents ionosphériques ont également été détectés avec des vitesses supersoniques (1-2 km/s). Au niveau des stratosphères, il n'existe pas de traceurs tels que les nuages pour mesurer les vents. Même si l'équilibre du vent thermique peut être utilisé pour déduire les vents du champ thermique, cette technique s'appuie sur une condition initiale. Ce sont souvent les vents au sommet des nuages troposphériques qui sont pris comme condition initiale alors que les champs thermiques mesurés ne sondent pas directement ces altitudes. Par ailleurs, cette technique n'est pas applicable aux très basses latitudes et à l'équateur. Ce sont pourtant des zones où les vents stratosphériques sont supposés être les plus forts et les plus variables du fait des oscillations stratosphériques quasi-périodiques (oscillation quasi-quadriennale pour Jupiter, oscillation semi-annuelle pour Saturne).

Nous avons utilisé l'interféromètre ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) pour mesurer directement les vents stratosphériques de Jupiter et de Saturne. Nous avons ainsi cartographié l'émission de raies formées dans la stratosphère de ces planètes en mars 2017 (Jupiter) et mai 2018 (Saturne) avec de très grandes résolutions angulaire et spectrale pour mesurer le décalage Doppler induit par les vents sur les raies en fonction de la latitude.

Nous présenterons nos observations et discuterons leurs implications sur la chimie et la dynamique des atmosphères de Jupiter et de Saturne.

Titan, la plus grande lune de Saturne, est l'endroit du Système Solaire possédant les paysages les plus ressemblants à la Terre. Son épaisse atmosphère et les températures glaciales qui y règnent permettent au méthane d'avoir un cycle hydrologique semblable à l'eau sur Terre. Titan a aussi comme particularité de posséder une brume orange épaisse couvrant toute la lune, ainsi qu'un océan d'eau liquide sous-terrain.

La future mission de la NASA, Dragonfly, va partir explorer la surface de Titan à l'aide d'un drone géant (arrivée prévue vers 2034). Dragonfly sera en particulier équipé de différentes sondes électriques pour étudier son environnement. Deux antennes permettront d'enregistrer le champ électrique environnant. Ceci apportera des indices sur la propagation des ondes électromagnétiques dans l'atmosphère de Titan, et nous apportera indirectement des informations sur l'ionosphère (la haute atmosphère ionisée), l'océan souterrain et l’existence ou non d'orages. Ces antennes pourront également nous renseigner sur la présence de poussières chargées mises en mouvement par les vents de surface. Enfin, deux autres sondes nous permettront de caractériser les propriétés diélectriques des matériaux sur lesquels Dragonfly se posera.

Guillaume Chaverot, Emeline Bolmont et Martin Turbet

Il est intéressant d’étudier l’emballement de l’effet de serre de la vapeur d’eau [1-4] afin de mieux déterminer l’insolation seuil de cet effet catastrophique, et par conséquent le bord interne de la Zone Habitable (ZH). Certaines études [5-7] ont montré que le déclenchement de l’emballement de l’effet de serre peut être retardé en raison d'une augmentation de l’émission thermique (OLR = Outgoing Longwave Radiation) par l'ajout de gaz radiativement inactifs (par exemple N₂ ou O₂, comme dans l'atmosphère terrestre). Pour ce type d'atmosphère, l’OLR peut "dépasser" la limite de Simpson-Nakajima [4], c'est-à-dire la limite asymptotique de l’OLR pour une atmosphère de vapeur d’eau pure. Cela a des conséquences directes sur la position du bord intérieur de la ZH [8-11] et donc sur la proximité de la Terre d'un emballement catastrophique de l'effet de serre. Le dépassement de l'OLR a été précédemment interprété comme une modification du profil atmosphérique dû au gaz secondaire [7,12]. Cependant, il n'y a toujours pas de consensus dans la littérature sur cette interprétation, et sur la question de savoir si un dépassement de l’OLR est réellement attendu ou non.

Le premier objectif de notre travail est de déterminer, par le biais de tests de sensibilité, les principaux processus physiques et les paramétrisations impliquées dans le calcul de l'OLR avec différents modèles radiatifs-convectifs 1D. En réalisant de multiples expériences de sensibilité, nous sommes en mesure d'expliquer l'origine des différences dans les résultats de la littérature pour une atmosphère H₂O+N₂ [13]. Nous avons montré que les processus physiques habituellement considérés comme des effets de second ordre sont en fait essentiels pour expliquer la forme de l'OLR (par exemple, les paramètres d’élargissement des raies absorption). Nous proposons également une courbe d’OLR de référence [13], réalisée avec un modèle 1D construit selon les résultats des tests de sensibilité, pour une atmosphère H₂O+N₂, afin de résoudre la question du dépassement potentiel de la limite de Simpson-Nakajima.
Ce travail peut, par conséquent, être utile pour guider les futures simulations 3D de GCMs.  Nous montrerons dans ce contexte des résultats préliminaires calculés avec le modèle « Génerique » du LMD pour étudier comment ces effets se comportent dès lors que la dynamique atmosphérique 3D et la formation de nuages entrent en jeu.


References
[1] Komabayasi, M. 1967, Journal of the Meteorological Society of Japan. Ser. II
[2] Ingersoll, A. 1969
[3] Nakajima, S., Hayashi, Y.-Y., & Abe, Y. 1992, Journal of the Atmospheric Sciences
[4] Goldblatt, C. & Watson, A. J. 2012, Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences
[5] Goldblatt, C., Claire, M. W., Lenton, T. M., et al. 2009, Nature Geoscience
[6] Goldblatt, C., Robinson, T. D., Zahnle, K. J. et al., 2013, Nature Geoscience
[7] Koll, D. D. B. & Cronin, T. W. 2019, The Astrophysical Journal
[8] Leconte, J., Forget, F., Charnay, B. et al., 2013, Nature
[9] Kopparapu, R. k., Ramirez, R., Kasting, J. F., et al. 2013, The Astrophysical Journal
[10] Ramirez, R. M. 2020, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
[11] Zhang, Y. & Yang, J. 2020, The Astrophysical Journal
[12] Pierrehumbert, R. T. 2010, Principles of planetary climate (Cambridge ; New York: Cambridge University Press)
[13] Chaverot et al. 2021, en préparation

The James Webb Space Telescope which will be launched in October 2021 might provide for the first time accurate atmospheric signatures for terrestrial exoplanets. However, the atmospheric chemistry of these exoplanets remains largely unexplored despite its importance for the understanding of future observations. The present study focuses on oxidized CO₂-dominated atmospheres with an important mixing ratio of molecular hydrogen. Laboratory experiments with a plasma reactor were conducted to study the photochemistry of this particular system. The molecular hydrogen mixing ratio is changed to highlight its role in the chemical reactions occuring at high altitudes. Experimental results indicate a significant formation of water with an initial H₂ mixing ratio of 5%. As the initial H₂ mixing ratio is reduced by a factor of 10, water production decreases whereas oxygen is formed abundantly . These experiments brought forth the presence of a threshold in the H₂ mixing ratio over which the photodissociation of carbon dioxide leads primarily to the formation of water. To further characterize this process in the atmospheres of a terrestrial exoplanets, the use of a 1D chemical kinetics model will be discussed as well as the implications for future observations. 

Radial velocities are essential to estimate the mass of exoplanet, and have the potential to detect Earth-like planets around Sun-like stars. However, radial velocity data are corrupted by instrumental systematics and complex stellar noises, which currently inhibit the detection of Earth analogs. In this presentation, we will review some of the latest radial velocity data analysis tools and show that their application has a significant impact on the scientific potential of radial velocities. More precisely, we will first present new statistical and computational tools for the analysis of time-series, which improve the detection power as well as the robustness of the detections. Secondly, we will present new methods to analyse not only the radial velocities time-series but also the time-series of spectra, which allows to better disentangle planets (that affect all lines identically) from line-dependent signals. We conclude by showing the new detections made by the combination of these new methods and the scientific perspectives they offer.

During the 2020 Mars opposition, we observe from Earth the occurrence of a non-typical large-scale high-altitude clouds system, extending over thousands of km from the equator to 50°S. Over 3 hours, they emerge from the night side at an altitude of 90 (-15/+30) km and progressively dissipate in the dayside. They occur at a solar longitude of 316°, west of the magnetic anomaly and concomitantly to a regional dust storm. Despite their high altitude, they are composed of relatively large particles, suggesting a probable CO₂ ice composition, although H₂O cannot be totally excluded. Such ice clouds were not reported previously. We discuss the formation of this new type of clouds and suggest a possible nucleation from cosmic particle precipitation.

S. Mathis, J. Ahuir, A. Astoul, L. Amard, E. Bolmont, C. Charbonnel, C. Baruteau, F. Gallet

The on-going space missions TESS and CHEOPS coupled with ground based high precision instruments like SPIRou are opening a new window for our understanding of the evolution of short-period planets orbiting low-mass stars (M- to F-types) along their structural, rotational, and magnetic evolutions. In this context, an important objective is to understand the observed orbital architectures and rotation (including the stellar spin-orbit inclination) of the host stars. To understand such a complex dynamics, it is established that the dissipation of stellar tidal waves excited by the planetary companion are one of the key mechanisms that should be properly evaluated.

In this work, we provide an overview of the predictions we have obtained recently for the dissipation of tides both in the convective envelope and the radiative core of low-mass stars. We first recall the principle of the dissipation of tidal inertial standing modes in turbulent convective layers and of progressive tidal internal gravity waves in stellar radiation zones. We show thanks to ab-initio semi-analytical modelling coupled with state-of-the-art grid of stellar evolution models how the dissipation of each type of waves varies as a function of stellar mass, age, metallicity, and rotation. We predict that the dissipation of tidal gravity waves dominate at the beginning of the pre-main-sequence and after the end of the main-sequence; the dissipation of tidal inertial modes dominates otherwise. Finally, perspectives on the impact of differential rotation and magnetism are discussed.

    In the theory of planetary formation, growth of sub-µm to mm dust aggregates in protoplanetary discs into planetesimals is hampered by theoretical problems commonly known as the radial drift barrier and the fragmentation barrier, preventing dust grains to survive and form lately planets within discs.
A solution to overcome these barriers is to consider grains porosity which allows dust to grow faster and longer while being less sensitive to fragmentation than compact grains (Garcia & Gonzalez 2020).

Recently, rotational disruption of porous dust grains was proposed as another possible barrier and has been investigated by Tatsuuma & Kataoka (2021).
They found that grains can be disrupted by gas-flow torque when aggregates tend to be highly porous, before they can decouple from the gas.
Grains are also subject to collisional fragmentation. In this study, we consider their combine effects on grain evolution.

We have developed a simple 1D C++ code to understand the behaviour of porous grains under the influence of different physical processes such as gas drag and grain growth. We incorporate the physics of a simplified rotational disruption model based on Tatsuuma & Kataoka (2021) in our code.
In several simulations, we studied the behaviour of dust grains in different models of discs to understand in which case each shattering process dominates, fragmentation due to collision between grains or rotational disruption.

For typical values of fragmentation threshold velocity, we show for highly viscous discs that disruption never happen. On the other hand, for low viscosity, disruption starts to appear in the outer regions of our discs while fragmentation prevails in inner regions.
When considering a disc model that reproduces observations, we point out that the rotational disruption barrier is dominated by the fragmentation and radial drift barriers in almost all cases, and can therefore be neglected for commonly used values of fragmentation threshold and viscosity in 3D hydrodynamic simulations.

WISDOM (Water Ice and Subsurface Deposits Observation on Mars) is the Ground Penetrating Radar of the ExoMars 2022 rover, Rosalind Franklin. This rover being the very first able to collect samples down to 2 m in the Martian subsurface, information on the subsurface structure and composition is required prior to any drilling operation, to select an interesting underground target and avoid hazards for the drill. To perform this study of the shallow subsurface properties, the WISDOM instrument will acquire soundings with a penetrating depth of a few meters, and a resolution of a few centimeters. From the amplitudes and time-delays of the different echoes acquired by WISDOM can be deduced the dielectric properties of materials, and the depth of interfaces between materials of different dielectric properties. In this context, the resolution of the instrument, as well as an accurate estimation of the dielectric permittivity of subsurface units are essential for the interpretation of future WISDOM radargrams. I will present two WISDOM interpretation tools within this scope: super-resolution techniques to enhance by a factor of 3 the vertical resolution of WISDOM soundings, and a Hough transform detector to automatically identify and characterize scattering patterns from underground targets. These tools have been validated on both synthetic and experimental WISDOM radargrams, with promising results.

Titan’s haze is strongly suspected to be an HCN-derived polymer, but despite the first in-situ measurements by the ESA-Huygens space probe, its chemical composition and formation process remain largely unknown. To investigate this question, we simulated the atmospheric haze formation process experimentally. We synthesized analogues of Titan’s haze, named Titan tholins, in an irradiated N₂ - CH₄ gas mixture mimicking Titan’s upper atmosphere chemistry. HCN was monitored in-situ in the gas phase simultaneously with the formation and evolution of the haze particles. We show that HCN is produced as long as the particles are absent, and is then progressively consumed when the particles appear and grow. This work highlights HCN as an effective precursor of Titan’s haze and confirms the HCN-derived polymer nature of the haze.

Exoplanet transit surveys have revealed the existence of numerous multi-planetary systems packed close to their stability limit.  This feature likely emerges from the formation and dynamical history of the system. Understanding it in detail is thus key to constrain our planet formation scenarios. While the stability limit has been known empirically for decades, no theoretical explanation was proposed yet. I present a mechanism driving the instability of tightly packed system. Based on the chaotic diffusion along the network of three-planet resonances, it reproduces quantitatively the timescale of instability obtained numerically over several order of magnitude in time and planet-to-star mass ratios. I discuss the observational implications of this model, in particular the expected differences between Super-Earths and terrestrial planet systems.

The New Astrometric Reduction of Old Observations NAROO center is built at Paris Observatory, Meudon, and is dedicated to the measurement of astro-photographic plates and the analysis of old observations. The NAROO digitizer consists of a granite based Newport-Microcontrol open frame air-bearing XY positioning table, a scientific sCMOS camera, and a telecentric optical system. The plate holder assembly is suited for mounting glass plates up to 350-mm square. The machine positioning stability is better than 15 nm, its repeatability is better than 40 nm. With real photographic plate data, we are able to produce measurements with an accuracy better than 65 nm.

The renewed interest about photographic plates concerns the expansion of the database of transient objects evolving in time, since digitization now makes it possible to measure images with a high level of accuracy and to identify all the available objects. The information extracted from such materials can be of an astrometric, photometric, and spectroscopic nature, when not purely imaging, with consequences in planetology, near-Earth asteroid risk assessment, astrophysical phenomena, and general relativity, to mention but a few. Through our scientific program in the Gaia era, we detail examples of current and upcoming uses for the community. We invite researchers to use our facilities and digitize their collection by answering our call for proposals.

We will present first results of mass digitizations and scientific application to the Galilean system using Gaia-eDR3 reference star catalog, and first results of NEA precoveries. We will also give details for the researchers to use our facilities and digitize their collection by answering our Call for Proposals.

L'inclinaison importante de l'axe de rotation de Saturne (27°) comparée à celle de Jupiter (3°) nécessite une explication dynamique. Pendant des années, les astronomes pensaient que Saturne s'était inclinée pendant la migration planétaire tardive, il y a plus de quatre milliards d'années, par le biais d'une résonance spin-orbit séculaire. Des études récentes montrent que ce scénario traditionnel est en contradiction avec l'expansion orbitale de Titan, la plus grosse lune de Saturne, dont la vitesse a été mesurée. Les nouvelles données impliquent que la résonance a probablement été déclenchée récemment et que Saturne pourrait continuer à s'incliner aujourd'hui. J'expliquerai comment un satellite en migration peut provoquer la bascule de sa planète et débattrai de l'évolution la plus probable pour Saturne et Titan.

Dans cette contribution, je présenterai les résultats de nouvelles simulations numériques 3-D de l'atmosphère de planètes primitives (supposément riches en vapeur d'eau) réalisées avec le Modèle de Climat Global (GCM) "générique" du LMD. Je montrerai d'abord comment et pourquoi les nuages tendent à s'accumuler préférentiellement sur la face nocturne de ces planètes, dès que la vapeur d'eau est un composé majoritaire de l'atmosphère. Puis, je montrerai comment et pourquoi ce résultat a des conséquences majeures sur les conditions de formation d'océans primitifs sur Terre, Vénus et plus généralement sur les exoplanètes.

Cohesion is a fundamental property that is significant for understanding observed behaviors of small bodies and making predictions. In effect, whether cohesion is present or not makes a very big difference in the behavior of a small asteroid under various processes, such as YORP spin-up, surface motions, impact cratering, and tidal disruption. Moreover, with the wide diversity of small bodies’ properties (e.g., bulk density, packing configuration, spin rate, shape), the effect of cohesion is very challenging to understand. By utilizing numerical tools and analytical theories, I will show the effect of cohesion in the above-mentioned processes and give implications for the evolution of several typical small bodies.