Le film

Les images

Elles ont été prises par deux astrophotographes du LTE qui se trouvaient sur la bande de totalité, dans le nord de l'Espagne.

Les images par projection

Ces images ont été prises par deux membres du LTE qui se trouvaient Bretagne et en Seine et Marne. Ce sont des images des projections de l'image du Soleil éclipsé. Il a suffit d'un trou dans une feuille cartonnée pour l'une des deux séries, d'arbres pour l'autre.

Un rythme moyen… sans cadence de métronome

Si l’on envisage les passages de Vénus sur cinq siècles entre 1600 et 2099, on dénombre, 992 occultations, soit en moyenne 2 par an. Cela correspond à environ 184 jours entre deux occultations si l’on lisse tout le calendrier. Mais le ciel ne suit pas un métronome : certaines rencontres se succèdent rapidement, tandis que d’autres se font attendre. Les occultations arrivent plutôt comme des vagues, avec des périodes plus riches et d’autres plus calmes. Voici la répartition obtenue sur les 500 années étudiées :

Occultations dans l’année	Nombre d’années	Part des 500 années
0	18	3,6 %
1	143	28,6 %
2	209	41,8 %
3	102	20,4 %
4	17	3,4 %
5	9	1,8 %
6	2	0,4 %

Répartition des occultations étudiées sur les 500 années étudiées

Le cas le plus fréquent est une année à deux occultations : cela arrive 209 fois sur 500, soit 41,8 %. Les années exceptionnellement riches sont rares. Deux années se détachent comme dans ces cinq siècles de ciel : 1671 et 2054, avec chacune 6 occultations de Vénus par la Lune. Après 2026, la prochaine année à quatre occultations sera 2044.

Le charme discret d’un battement entre la Lune et Vénus

Derrière cette apparente irrégularité se cache pourtant un rythme discret. L’analyse des dates révèle une modulation proche de 1,749 an, née du battement entre le cycle synodique de Vénus (S_V ≃ 583,92 jours) et la lente régression de la ligne des nœuds de l’orbite lunaire (T_Ω ≃ 18,6 ans): 

Cette période ne veut pas dire "une occultation tous les 1,749 an". Elle indique plutôt à quel rythme la géométrie redevient statistiquement plus favorable. Avec 1,984 occultation par an en moyenne, un cycle de cette modulation contient environ 3,47 occultations. C’est une respiration du système, non une horloge.

Ainsi, à chaque lunaison, la Lune rejoint de nouveau la direction de Vénus. Mais une occultation exige une rencontre à la bonne latitude, comme deux voyageurs qui se croiseraient non seulement dans le même train, mais aussi au même niveau. La ligne des nœuds lunaires régresse lentement en environ 18,6 ans, tandis que la configuration Terre–Vénus revient presque tous les 584 jours. Leur combinaison ouvre puis referme des fenêtres favorables. C’est ce jeu de deux rythmes qui fait naître les grappes d’occultations et la modulation proche de 1,749 an.

Les deux astres vont se lever lundi 5 octobre vers 1h20 Temps légal français au-dessus de l’horizon nord-est, mais il faudra attendre 4 h 30 pour qu’ils passent au-dessus de l’horizon Est. Lorsque le jour pointera vers 6h45, le duo sera à presque 50° au-dessus de l’horizon sud-est. C’est donc idéalement entre 6h00 et 7h00 du matin du lundi 5 octobre que ce beau phénomène sera observable.

La Lune et Mars seront alors séparées de 1 °, soit deux fois le diamètre lunaire. Si lors du phénomène la Lune sera située à environ 368 000 km de la Terre, Mars sera quant à elle à une distance proche de 245 millions de km offrant donc un saisissant spectacle question profondeur de champ. La Lune montrera un joli croissant puisque nous serons à cinq jours de la nouvelle lune qui aura lieu samedi 10 octobre 2026. La magnitude de Mars sera de 1,06.

Orionides 2026

Actif du 2 octobre au 7 novembre, l'essaim des Orionides atteindra son maximum dans la nuit du 21 octobre. Cet essaim est issu de la comète 1P/Halley. Son radiant est situé dans la constellation d'Orion (RA = 95 deg, DEC = +16 deg - source : IMO), dont la hauteur devient favorable à l'observation à partir de minuit (heure locale) environ. Avec une vitesse d'entrée atmosphérique très élevée (66km/s), les météores sont particulièrement rapides. Le taux horaire zénithal (ZHR - nombre de météores visibles dans des conditions parfaites) attendu est de l'ordre de 20 météores par heure (soit en pratique, quelques météores par heure). L'essaim est connu pour montrer des plateaux d'activité sur plusieurs nuits consécutives et parfois des sursauts secondaires. Les conditions d'observation visuelle seront relativement clémentes : la Lune croissante offrira une fenêtre d'observation sans pollution lumineuse lunaire au cours de la deuxième partie de nuit.

Draconides 2026

Cette pluie de météores est causée par la comète 21P/Giacobini-Zinner (passée au périhélie en mars 2025). Cet essaim présente un radiant circumpolaire pour les latitudes métropolitaines (RA = 263 deg, DEC= +56deg), permettant une observation continue tout au long de la nuit. Le maximum prévu aura lieu le 9 octobre vers 03h CET mais le taux horaire zénithal (ZHR) attendu reste faible (~5/hr). Les Draconides sont historiquement réputées pour leurs sursauts imprévisibles et parfois spectaculaires. L'absence totale de Lune offrira des conditions d'observation idéales sur l'ensemble de la période d'activité. Les météores de cet essaim se distinguent par une vitesse d'entrée atmosphérique lente (20 km/s).

Cet objet fait partie de la ceinture principale d’astéroïdes. Rappelons que cette ceinture est un gigantesque nuages de débris rocheux qui orbitent entre les orbites de Mars et de Jupiter. Il s’agit en fait de matériaux issus du nuage primitif dans lequel les planètes se sont formées. Ces débris auraient du s’agglomérer pour former une planète qui aurait probablement été la cinquième et dernière planète rocheuse de notre Système solaire puisqu’au delà de cette orbite, toutes les planètes sont gazeuses. Pourquoi cette planète ne s’est pas formée ? Il est aujourd’hui avéré que c’est la présence de Jupiter et des perturbations gravitationnelles qu’elles a engendrées sur le nuage qui n’ont pas permis l’agglomération de ces débris et donc la formation de cette planète. On dénombre aujourd’hui plus de 1,4 millions d'astéroïdes dans la ceinture principale, nombre qui croît d’année en année et on estime leur nombre à plusieurs millions.

Le chiffre 4 entre parenthèses devant le nom (4) Vesta signifie qu’il s’agit du quatrième astéroïde découvert. Il a été découvert le 29 mars 1807 par l'astronome allemand Heinrich Olbers, qui avait déjà découvert (2) Pallas en 1802. (3) Junon a été découvert quant à lui le 1er septembre 1804 par l’astronome Karl Ludwig Harding. Et c’est Guiseppe Piazzi qui a découvert (1) Cérès le 1^er janvier 1801.

S’il est le quatrième astéroïde découvert, Vesta est le deuxième plus gros astéroïde avec environ 530 km de diamètre, alors que Cérès est loin devant avec 952 km. Pallas vient en troisième position avec environ 513 km de diamètre. La particularité de Vesta est son albedo assez réfléchissant de 0,22.

L'albedo est le pouvoir réfléchissant d'une surface, c'est-à-dire le rapport du flux d'énergie lumineuse réfléchie au flux d'énergie lumineuse incidente. Un corps noir parfait a un albedo de 0 tandis qu'un miroir parfait a un albedo de 1.

Cela en fait l’astéroïde le plus brillant alors même qu’il est bien plus petit que Cérès. La raison est bien sûr que l’albédo de Cérès est bien plus faible que celui de Vesta (son sol est beaucoup plus sombre). Concernant Vesta, dans les périodes les plus favorables comme en ce mois d’octobre 2026, sa magnitude est de l’ordre de 6,5. Il ne sera donc pas accessible à l’œil nu puisque la limite théorique est de 6. Toutefois, un observateur aux capacités visuelles exceptionnelles pourra tenter l’expérience, s’il dispose bien sûr d’un excellent ciel.

Observer Vesta 

Vesta se situe actuellement dans la constellation de la Baleine. Située sous le grand carré de Pégase, elle est un peu perdue dans un champ pauvre en étoiles. L’observateur disposera cependant d’un phare bien pratique, Saturne, elle aussi située dans la Baleine (voir figures ci-dessous), au nord-ouest (en haut à droite) de la position de Vesta. Pour le curieux d’objets du Système solaire, la portion de ciel visé est assez riche puisque, comme on peut le voir sur les figures ci-dessous, il n’y a pas moins de deux planètes (Saturne & Neptune) et deux astéroïdes parmi les plus connus (Vesta et Pallas).

Concernant Vesta, il sera accessible dans les optiques les plus modestes, chercheurs de 30, 40 et 50 mm. Il sera mieux perçu dans les instruments de 80 à 100 mm mais toujours sous la forme d’une simple étoile car sa petite taille de 530 km et sa distance de 1,49 au, soit 223 millions de km interdisent de deviner son diamètre même dans les télescopes les plus gros.

Le mois d’octobre va nous offrir un deuxième phénomène intéressant : Uranus sera positionnée tout au long du mois entre les deux plus beaux amas ouverts visibles à l’œil nu : les Pléiades et les Hyades dans le Taureau. Voilà qui va grandement faciliter son repérage puis son observation. Rappelons qu’Uranus est la septième planète de notre Système solaire. Le 15 octobre 2026, elle sera distante de 18,7 au, soit 2,8 milliards de km de la Terre. Elle brillera à la magnitude 5,4 et pourrait donc, en théorie, être visible à l’œil puisque l’œil humain est censé capturer des étoiles jusqu'à la magnitude 6. Il faudra toutefois bénéficier d’un excellent ciel noir, donc hors des villes, et sans Lune pour espérer la distinguer. L’emploi d’une paire de jumelles, même très modeste (8x30) devrait suffire pour la repérer aisément au milieu du champ étoilé.

Le spectacle sera intéressant puisque l’objet sera entouré d’une myriade d’étoiles. Rappelons toutefois que dans tous les instruments modestes (chercheurs, lunettes et télescopes jusque 80 mm), Uranus apparaîtra sous la forme d’une simple étoile, dont rien ne permettra de la différencier du fond stellaire.

Avec un diamètre angulaire de 3,8’’, il faudra employer un instrument de 80 à 100 mm, ou plus, et surtout offrant une amplification d’au moins 120 fois pour commencer à distinguer un minuscule confetti, preuve que c’est bien une planète que l’on observe.

Depuis quand change-t-on d'heure ?

1884 Lors de la conférence internationale de Washington, le méridien de Greenwich est adopté comme méridien origine et la surface terrestre est découpée en 24 fuseaux horaires de 15 °.

1916 Instauration du changement d’heure pour économiser les ressources énergétiques.

1944 Abandon du changement d’heure et de l’heure d’été, un décret du 14 août 1945 fixe l’heure légale avec une heure de décalage par rapport à l’heure de son fuseau horaire (Temps universel coordonné : UTC + 1 h).

1975 Retour de l’heure d’été (UTC + 2 h) pour l’année 1976 (décret du 19 septembre 1975) pour économiser l’énergie en réduisant les temps d’éclairage artificiel le soir. Cette mesure qui devait être provisoire est toujours appliquée.

1976 Le temps moyen du méridien origine, le Greenwich Mean Time (GMT), est remplacé par une nouvelle dénomination : le Temps universel UT, suivi de différentes variantes et notamment une harmonisation au niveau européen au travers de plusieurs directives successives de la commission européenne, déclinée par les états membres.

Septembre 2018 La Commission européenne publie une proposition de directive au Parlement européen et au Conseil de l’Union européenne mettant fin aux changements d’heures saisonniers et abrogeant la directive 2000/84/CE.

Mars 2019 Le 3 avril 2019, le Conseil de l’Union européenne a publié les résultats de la première lecture de cette proposition par le Parlement européen. Lors du vote en séance plénière, qui s’est déroulé le 26 mars 2019, le Parlement a adopté 32 amendements à la proposition de directive. Dans ce texte, il propose que la directive 2000/84/CE soit abrogée avec effet au 1^er avril 2021 et les États membres devaient notifier à la Commission, au plus tard le 1^er avril 2020, leur intention de modifier leur heure légale le dernier dimanche du mois d’octobre 2021. Or, au 1^er avril 2020, en raison de l’épidémie de Coronavirus, aucun État n’avait notifié sa décision, il fut décidé que le passage à l’heure d’été ne soit pas abrogé le dernier dimanche d’octobre 2021 et que le passage à l’heure d’hiver soit maintenu.

27 avril 2021 La Commission européenne publie une directive (2021/C 149/01) qui prolonge le changement d'heure saisonnier jusqu’en 2026.

Comment se définit l’heure à un endroit donné ?

L'Europe est couverte par trois zones horaires définies par un décalage constant avec UTC.

Le tableau suivant donne ces trois zones :

Zone	Décale horaire	Nom civil	Nom militaire
Z	UTC	WET : Western European Time	Zulu
A	UTC + 1h	CET : Central European Time	Alpha
B	UTC + 2h	EET : Eastern European Time	Bravo

Chaque pays européen a choisi, en fonction de sa longitude, une zone horaire. Chaque pays utilise en plus une heure d'été, cela se traduit, en période d'été, par un décalage horaire d'une heure supplémentaire par rapport à la zone horaire choisie. Afin de faciliter les relations entre pays, les pays de l'Union européenne effectuent leurs passages aux heures d'été et d'hiver, le même jour et au même instant. Un grand nombre des pays européens, non membre de l'Union européenne, font de même, seuls l'Islande, la Biélorussie, la Norvège pour les régions dénommées Svalbard & Jan Mayen ne suivent pas cette règle. En période d'été, les acronymes des noms civils deviennent respectivement WEST, CEST et EEST, la lettre S étant l'initial de "Summer".

Bien que complexes, les observations ont été conduites dans des circonstances nominales et l’intégralité des 30 instruments à bord a enregistré des données scientifiques utiles pour comprendre la désintégration des satellites artificiels dans notre atmosphère. Cette thématique devient chaque jour plus prégnante suite à la multiplication des lancements. Grâce aux données collectées, l’ESA souhaite améliorer sa compréhension des rentrées atmosphériques et mieux prévoir la répartition et la désintégration des débris.

La mission a nécessité les efforts conjoints de chercheurs, industriels et agence spatiale : l’ESA (agence spatiale), Astros solution, Zafiro systems, Falcon Air (industriels), IRS/Hefdig (Allemagne), l’Université Comenius (Slovaquie), l’Université du Sud Quennsland (Australie) et l’Observatoire de Paris.

Trente instruments scientifiques ont été installés à bord d’un Dassault Falcon 900 (Falcon Air). Les rentrées atmosphériques contrôlées de satellites artificiels ont eu lieu dans le Pacifique sud. L’équipe s’est préparée à Sydney et s’est déployée sur l’île principale du royaume de Tonga. Les observations ont eu lieu vers midi, heure locale.

En partenariat avec l’ONERA, l’Observatoire de Paris (LTE/LIRA/UFE) a déployé une caméra infrarouge refroidie pour la circonstance. Le LTE possède une grande expérience dans l’observation atmosphérique des météores naturels et artificiels. Le LIRA et l’UFE ont fourni la caméra et le programme d’acquisition.

Contact

Une équipe internationale dirigée par l’Institut d’astrophysique d’Andalousie (IAA-CSIC) démontre pour la première fois que les deux anneaux de ce petit corps du Système solaire évoluent sur des échelles décennales. Ce travail s’inscrit dans le cadre des recherches financées par l’ANR "Roche" (ANR-23-CE49-0012), dirigée par Nicolas Rambaux au LTE à laquelle participe Bruno Sicardy (co-auteur de l’article). Le projet a pour but de mieux comprendre l’environnement et les interactions des petits corps du système solaire.

Parmi les auteurs nous comptons aussi Josselin Desmars (LTE) et Damya Souami (LIRA) qui travaillent sur les occultations stellaires dans le cadre du projet "Lucky Star", qui regroupe des équipes françaises, espagnoles et brésiliennes.

Jusqu’en 2013, on pensait que les systèmes d’anneaux étaient l’apanage des planètes géantes du Système solaire, telles que Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Cependant, cette année-là, un petit corps d’à peine 250 kilomètres de diamètre, situé à près de 17 fois la distance entre la Terre et le Soleil, est venu s’ajouter à ce groupe restreint. Il s’agit de Chariklo.

Le 18 octobre 2022, l’Institut d’astrophysique d’Andalousie (IAA-CSIC) a dirigé une observation réalisée avec le télescope spatial James Webb (JWST) afin d’étudier les anneaux de Chariklo à l’aide d’une occultation stellaire, une technique consistant à mesurer la diminution de la luminosité d’une étoile lorsqu’un objet passe devant elle. Les résultats obtenus démontrent que les anneaux de Chariklo ont subi des changements à des échelles de temps de quelques années à peine, l’anneau interne gagnant de la matière et l’anneau externe en perdant.

Une avancée scientifique et technologique

Cette étude représente également une avancée technologique majeure : l’occultation par Chariklo a été la première occultation stellaire prédite et planifiée spécifiquement pour être observée avec le James Webb. " Pour y parvenir, il a fallu connaître avec une précision extraordinaire l’orbite de Chariklo, la position de l’étoile — grâce à la mission Gaia de l’ESA — et la trajectoire du JWST lui-même autour du point de Lagrange L2, une région de l’espace située à environ 1,5 million de kilomètres de la Terre. Le JWST orbite autour de cette région en suivant une trajectoire qui doit être corrigée périodiquement par des manœuvres de maintenance ", précise Yücel Kilic, chercheur postdoctoral à l’IAA-CSIC et coauteur de l’étude.

Les anneaux de Chariklo sont si étroits et le corps est si éloigné qu’il est impossible de les photographier directement avec les plus grands télescopes disponibles à ce jour. Les occultations stellaires permettent de les étudier de manière indirecte, en mesurant les brèves baisses de luminosité d’une étoile lorsque chacun des anneaux passe devant elle. Cette observation a ainsi permis d’obtenir une résolution spatiale sans précédent (de l’ordre du kilomètre) des anneaux de Chariklo.

Les changements détectés suggèrent que les anneaux de Chariklo sont dynamiquement actifs. "Nos résultats nous obligent à repenser la manière dont ils se forment, comment ils évoluent et quels mécanismes assurent leur stabilité. La possibilité de détecter ces changements ouvre une nouvelle voie pour comprendre l’évolution de ces systèmes et, éventuellement, celle d’autres systèmes d’anneaux du Système solaire", souligne Santos-Sanz. L’origine physique des changements détectés reste toutefois une question ouverte : ils pourraient refléter une évolution temporelle des anneaux, des différences liées à l’utilisation de différents filtres d’observation ou une combinaison de ces deux effets.

Nous y sommes ! Après de nombreuses années de développement, la sonde Japonaise MMX (Martian Moons Exploration) est prête à s’envoler. Avec une date de lancement prévue le 20 octobre de cette année et une période de secours s’étendant au 7 novembre, nous allons prochainement voir le décollage de cette mission emblématique de l’agence spatiale japonaise (JAXA). La sonde sera lancée par une fusée du constructeur japonais Mitsubishi, depuis le site de Tanegashima situé au sud du Japon. Si le retour d’échantillons martiens n’est pas encore d’actualité, la sonde MMX s’en approche. En effet, celle-ci doit réaliser un tour de force : collecter puis renvoyer sur Terre des échantillons de la lune de Mars, Phobos. Rappelons que Mars abrite deux lunes d’une dizaine de kilomètres de rayon, Phobos et Deimos. Si ces deux lunes ont des attributs physiques proches de ceux des astéroïdes, leur orbite autour de Mars est en revanche peu compatible avec un mécanisme de capture gravitationnelle. D’où l’interrogation sur leur origine qui taraude la communauté scientifique depuis plusieurs décennies.

Afin de lever le voile sur l’origine de Phobos, une analyse in situ du régolithe (poussière de roche) n’est pas suffisante. Il est donc nécessaire de pouvoir réaliser des analyses en laboratoire sur Terre. C’est bien là l’objectif principal de la sonde MMX. En plus d’analyses à distance des lunes de Mars, MMX va devoir se poser sur Phobos pour récolter des échantillons de sa surface, puis repartir vers la Terre avec une arrivée prévue en 2031. Comme si cela ne suffisait pas, la sonde déploiera également un petit rover franco-allemand, baptisé Idéfix (du nom du chien gaulois imaginé par Goscinny et Uderzo), qui tentera d’explorer la surface du plus gros satellite de Mars.

Vous vous en doutez, rien de cela ne serait envisageable sans la connaissance précise de la position des lunes de Mars dans l’espace. Or ce sont précisément les éphémérides des lunes de Mars produites au SE-OP qui ont été choisies par la JAXA pour la mission MMX. Depuis trois ans nous interagissons donc avec l’Agence spatiale japonaise et le Centre national d’études spatiales (CNES) afin de fournir des éphémérides optimales, permettant d’aborder le survol des lunes de Mars dans les meilleures conditions. En cela, nos éphémérides ont bénéficié des données astrométriques de la sonde Mars Express de l’Agence spatiale européenne (ESA). Rappelons que la sonde Mars Express, en orbite autour de Mars depuis 2004, continue d’observer le système martien. Derrière la mission MMX, c’est donc également un morceau d’Europe et du SE-OP qui sera présent.

Burgos : mesurer l’arrivée de la nuit en plein jour

À Burgos, sur la bande de totalité, le luxmètre a suivi seconde après seconde la descente de la luminosité à l’approche du coucher du Soleil. Au début, l’éclairement se compte encore en dizaines de milliers de lux : le paysage appartient pleinement au jour. Puis la Lune avance devant le Soleil et la lumière se retire, d’abord lentement, puis avec une rapidité vertigineuse à l’approche de la totalité.

Le premier contact (C1) a lieu à 17 h 34 UTC (18h34 temps légal français : UTC+ 1 h). À 18 h 30 UTC, au maximum de l’éclipse, la mesure tombe jusqu’à environ 1 lux - limite instrumentale du luxmètre - qui est celui du crépuscule nautique, moment où l’on commence à discerner dans le ciel les étoiles les plus brillantes. En un peu moins d’une heure, l’éclairement naturel perd ainsi plus de quatre ordres de grandeur. Ce chiffre donne une réalité physique à une impression souvent racontée par les témoins d’une totalité : ce n’est pas simplement un jour qui s’assombrit, c’est la lumière du jour qui semble soudain se retirer du paysage. Le dernier contact (C4), à 19:22:49 UTC, referme ensuite lentement la parenthèse. La luminosité du ciel reprend alors sa lente descente vers le crepuscule.

Plounevez-Moedec : la surface cachée ne dit pas toute la lumière perdue

À Plounevez-Moedec en Bretagne, l’éclipse n’est pas totale. Pourtant, la mesure raconte une autre histoire fascinante. On peut comparer deux façons de décrire l’éclipse : l’obscuration géométrique, c’est-à-dire la fraction apparente du disque solaire cachée par la Lune, et l’obscuration photométrique, déduite de la quantité de lumière réellement perdue.

Près du maximum, environ 96 % de la surface apparente du Soleil est masquée, mais la perte de lumière est encore plus forte, près de 98% - on parle alors d’obscuration photométrique qui est celle véritablement éprouvée. La raison se trouve sur le Soleil lui-même : son disque n’a pas partout la même luminosité. Son centre est plus brillant que son bord - c’est l’assombrissement centre-bord. Une même fraction de surface occultée ne retire donc pas une même fraction de lumière : lorsque les régions les plus brillantes sont masquées, l’obscuration photométrique dépasse l’obscuration purement géométrique. Au maximum, l’éclairement n’est plus que d’une centaine de lux, typique d’un éclairement crépusculaire. Cependant avec encore 2 % de lumière solaire, le Soleil nous fait montre de toute sa puissance lumineuse, la lumière est crépusculaire mais il nous est encore possible de lire sans aucune difficulté.

Ces deux observations montrent deux visages complémentaires d’une éclipse. À Burgos, la totalité transforme une grandeur abstraite - l’éclairement - en une chute spectaculaire jusqu’au voisinage d’un lux. À Plounevez- Moedec, l’éclipse partielle devient une petite expérience de physique solaire : un simple luxmètre révèle que le Soleil est un disque de lumière structuré, plus éclatant au centre qu’à sa périphérie. Pendant quelques minutes, l’ombre de la Lune devient ainsi un instrument de mesure.

Avec François Colas du Laboratoire Temps Espace (LTE), elle est à l'origine du programme FRIPON/Vigie-Ciel porté par l'Observatoire, par le Muséum, par l'Université Paris-Saclay et par l'OSU Pythéas et dont l'objectif est de détecter les chutes de météorites survenant en France et de les retrouver.

Développé depuis 2012, ce projet combiné implique plus d'une vingtaine de laboratoires scientifiques ainsi que de nombreux partenaires régionaux actifs dans la diffusion de la culture scientifique.

Le projet FRIPON (Fireball Recovery and Inter Planetary Observation Network) est un réseau national de surveillance du ciel, composé de 100 caméras vidéo et de 25 antennes radio pour voir et "écouter" les météores et en déterminer la vitesse et potentiellement la zone de chute.

Le projet Vigie-Ciel a pour objectif de développer l’intérêt des publics pour les météorites, afin de les impliquer dans cette surveillance du ciel et dans la recherche des objets sur le terrain, et ainsi augmenter la fréquence de récupération des météorites.

Voici son portrait dans l'émission "La science CQFD" sur France culture :

Imagineriez-vous votre quotidien sans carte ?

Depuis la Préhistoire, nous représentons notre environnement pour mieux nous repérer dans l’espace. Aujourd’hui, les données satellites permettent d’aller bien plus loin : en suivant les objets célestes ou en étudiant le réchauffement climatique. Un outil désormais indispensable à découvrir avec 3 scientifiques, en 30 minutes chrono.

L'un des trois scientifique est Vincent Robert qui est chercheur associé au LTE et qui interviendra sur la question de "Cartographier l'Univers". "Comment cartographier avec précision les déplacements des objets célestes ? L’invisible a-t-il un rôle à jouer dans la modélisation de l’espace ? Découvrez les travaux actuels autour de la numérisation de plaques photographiques historiques du ciel et les dernières simulations de notre Univers."