Sources ou Documentations non francophones

Sources ou Documentations en langue française

Le 26 Janvier, Mars Express a achevé sa 7.777ème orbite autour de la planète rouge, une étape prometteuse alors que le satellite est préparé pour le plus proche survol de Phobos, programmé dans seulement quelques semaines.

Mars Express est en orbite depuis le 25 Décembre 2003, renvoyant une richesse d'informations scientifiques et une partie de l'imagerie en haute résolution la plus étonnante de la planète rouge à ce jour. Ses données ont permis aux scientifiques de mesurer l'abondance de glace d'eau et de vapeur dans le sous-sol martien, à la surface et dans l'atmosphère, aussi bien que du méthane jusqu'à là inconnu dans l'atmosphère.

Cette semaine, la navette spatiale a accompli 7.777 circuits de la planète et continue à fonctionner parfaitement. Actuellement, chaque orbite prend 6 heures et 54 minutes. Le vaisseau spatial suit une orbite polaire, et à l'approche au plus près passe à juste 350 kilomètres au-dessus de la surface de Mars et, à l'approche la plus lointaine, à 10 300 kilomètres.

Le survol de Phobos le plus proche

Cette orbite fortement elliptique permettra à Mars Express, le 03 Mars, de conduire le plus proche survol et l'examen de Phobos, la plus grande lune de Mars. Le survol, à une altitude prévue de juste 50 kilomètres, collectera des données très précises par radio Doppler pour aider à déterminer le champ gravitationnel de la lune plus exactement que jamais.

Ce proche survol sera encadré par les passages pareillement proches, qui seront employés pour d'autres investigations scientifiques comprenant le sondage par radar et l'imagerie.

Connaître le champ de gravité aidera les scientifiques à comprendre la distribution de la masse à l'intérieur de la lune, qui est une autre étape dans la quête pour découvrir l'origine de Phobos.

Aucun des autres vaisseaux spatiaux satellisant actuellement Mars ne peut voler aussi près de Phobos. Bien que Mars soit la cible principale de la mission, ce survol est une excellente occasion pour des recherches scientifiques supplémentaires sur le système de Mars, et stimulera le retour scientifique global.

Ce survol de Phobos est combiné avec une séquence de manoeuvres d'orbite précises prévues en Février et Mars. Elles augmenteront la durée d'orbite à presque exactement 7 heures, afin d'améliorer l'éclairage du Soleil du trajet au sol photographié par le vaisseau spatial pour les nombreuses années à venir.

Mars Express est programmé pour fonctionner jusqu'en 2012 ; une autre prolongation jusqu'en 2014 sera évaluée cette année.

http://www.esa.int/esaSC/SEMDUGSJR4G_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe d'astronomes dirigée par Jean-Paul Kneib [1] et Kirsten Kraiberg Knudsen [2], a identifié une galaxie poussiéreuse, véritable nurserie d'étoiles alors que l'Univers avait seulement 1,5 milliards d'années. Parmi les galaxies primordiales produisant massivement de nouvelles étoiles c'est la galaxie la plus lointaine et la plus petite connue à ce jour.

Cette galaxie a été découverte grâce au phénomène de lentille gravitationnelle, aussi appelé télescope cosmique. D'après la théorie de la relativité générale, un amas de galaxies, du fait de sa forte masse, déforme l'Espace-Temps. Ainsi, la lumière d'une galaxie lointaine, alignée avec cet amas de galaxies, est amplifiée comme si on la regardait à travers un télescope. Avec l'aide de ce télescope cosmique, les astronomes ont pu mettre en évidence, pour la première fois, l'existence d'une petite galaxie primordiale très poussiéreuse, alors que l'Univers n'avait que 1,5 milliards d'années, se situant derrière l'amas de galaxies Abell 2218.

« Nous en savons très peu sur ce type de galaxies, surtout lorsque l'on remonte aussi loin dans l'âge de l'Univers», explique Kirsten Knudsen. «Il est donc très intéressant de découvrir l'existence de ces petites galaxies poussiéreuses à ces époques primordiales. »

La quête de ce type de galaxies est semblable à une expédition archéologique où les astronomes remontent le temps. Depuis le sol, du fait de sa distance et de son importante quantité de poussière, cette galaxie n'est visible que dans les longueurs d'ondes submillimétriques [3]. C'est avec le télescope James Clerk Maxwell et le Submillimeter Array, tous deux situés au sommet du Mauna Kea à Hawaii, qu'a été détectée cette galaxie  Bien que d'autres galaxies submillimétriques aient été trouvées dans l'univers primordial, c'est la plus petite du genre à cette époque. Elle est environ 10 fois plus petite que notre propre Voie lactée, et malgré cette petite taille, elle forme cent fois plus d'étoiles que notre Galaxie.

« Cette découverte est assez exceptionnelle et nous avons été vraiment surpris » explique Jean-Paul Kneib. « En effet, l'identification de cette galaxie risque fort de remettre en question les conclusions issues des précédentes observations qui suggèrent que la grande majorité des étoiles naissent au sein des galaxies les plus massives. »

Un grand nombre de galaxies semblables ne pourra probablement être trouvé et étudié en détail qu'avec le télescope ALMA (Atacama Large Millimeter Array) [4] lorsqu'il sera pleinement en activité. Ces futures observations nous diront s'il s'agit d'une catégorie de galaxies rares ou non.

Notes :

[1] Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (INSU-CNRS / Université de Provence, Observatoire Astronomique Marseille Provence)

[2] institut d'Astronomie de Bonn

[3] Les jeunes étoiles massives présentes en grande quantité dans ces galaxies primordiales chauffent leur poussière interstellaire qui rayonne à leur tour dans l'infrarouge. Du fait de la grande distance, et donc de l'effet doppler, le rayonnement qui nous parvient se situe dans le domaine des longueurs d'onde radio submillimétrique.

[4] ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) est un équipement international pour l'astronomie. Il est le fruit d'un partenariat entre l'Europe, l'Amérique du Nord et l'Asie de l'Est en coopération avec la République du Chili. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA avec une très forte implication de l'Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM : INSU-CNRS, MPG, IGN). ALMA est un télescope révolutionnaire composé d'un réseau de 66 antennes géantes de 12 mètres et de 7 mètres de diamètre observant dans les longueurs d'onde millimétriques et submillimétriques. Les observations avec ALMA débuteront en 2011 avec les premières antennes en service.

Référence : 

« Physical properties and morphology of a newly identified compact z=4.04 lensed submillimeter galaxy in Abell 2218 ». K.K. Knudsen (AIfA, Bonn), J.-P. Kneib (OAMP), J. Richard (Durham), G. Petitpas (CfA), E. Egami (Arizona). Astrophysical Journal, 21/01/2010.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/un-telescope-naturel-revele-un-tout-petit-berceau-d-etoiles-dans-l-univers-primitif

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Grâce au très grand télescope de l'ESO (le VLT), des astronomes ont détecté, dans une autre galaxie, un trou noir de masse stellaire beaucoup plus éloigné que tous ceux connus à ce jour. Avec une masse supérieure à quinze fois celle du Soleil, c'est aussi le second des trous noirs de masse stellaire les plus massifs détectés jusqu'à présent. Il est « enlacé » avec une étoile qui, elle aussi, deviendra bientôt un trou noir.

Les trous noirs de masse stellaire [1] découverts dans la Voie Lactée « pèsent » jusqu'à dix fois la masse du Soleil et ne doivent certainement pas être pris à la légère mais, à l'extérieur de notre Galaxie, ils seraient simplement des joueurs de second rang depuis que les astronomes ont trouvé un autre trou noir d'une masse supérieure à quinze masses solaires. Il s'agit de l'un des trois seuls objets de ce type trouvés jusqu'à présent.

Ce tout nouveau trou noir se situe dans la galaxie spirale appelée NGC 300, à six millions d'années-lumière de la Terre. « Jamais un trou noir de masse stellaire aussi distant n'avait été « pesé » et c'est le premier que nous avons pu voir en dehors du groupe local, le voisinage de notre Galaxie » déclare Paul Crowther, professeur d'astrophysique à l'Université de Sheffield, premier auteur de l'article présentant cette étude. Le curieux partenaire de ce trou noir est une étoile de type Wolf-Rayet qui a aussi une masse d'environ vingt masses solaires. Les étoiles Wolf-Rayet sont proches de la fin de leur vie et éjectent la majorité de leurs couches externes dans leur voisinage avant d'exploser en supernovae avec leur cœur qui implose pour former un trou noir.

En 2007, un instrument à rayons X embarqué sur l'observatoire Swift de la NASA a étudié en profondeur les environs de la source de rayons X la plus lumineuse dans NGC 300, découverte précédemment avec l'observatoire à rayons X de l'Agence Spatiale Européenne XMM-Newton. « Nous avons enregistré des émissions périodiques extrêmement intenses de rayons X, un indice qu'un trou noir devait se cacher dans les environs, » explique Stefania Carpano de l'ESA, une des membres de l'équipe.

Grâce aux nouvelles observations réalisées avec l'instrument FORS2 installé sur le VLT de l'ESO, les astronomes ont confirmé leur récente intuition. Les nouvelles données montrent que le trou noir et l'étoile Wolf-Rayet dansent l'un autour de l'autre dans une valse endiablée, avec une période d'environ 32 heures. Les astronomes ont aussi découvert que le trou noir provoque l'éjection de matière de l'étoile alors qu'ils orbitent l'un autour de l'autre.

« C'est vraiment un couple très intime » remarque Robin Barnard, un des collaborateurs de l'équipe. « Comment un système lié de manière aussi forte a pu se former reste un mystère. »

Un seul autre système de ce type a été vu auparavant mais d'autres systèmes composés d'un trou noir et d'une étoile « compagne » ne sont pas inconnus des astronomes. Sur la base de ces systèmes, les astronomes voient une connexion entre la masse d'un trou noir et la chimie galactique. « Nous avons remarqué que les trous noirs les plus massifs avaient tendance à se trouver dans les plus petites galaxies contenant moins d'éléments chimiques lourds, » précise Paul Crowther [2]. « Les plus grosses galaxies, comme la Voie Lactée, qui sont plus riches en éléments lourds, arrivent seulement à produire des trous noirs avec de plus petites masses. » Les astronomes croient qu'une plus forte concentration d'éléments chimiques lourds influence la manière d'évoluer d'une étoile massive, augmentant la quantité de matière qu'elle déverse, aboutissant à un plus petit trou noir quand les restes s'effondrent finalement sur eux-mêmes.

Dans moins d'un million d'années, ce sera au tour de l'étoile Wolf-Rayet de se transformer en supernova et de devenir un trou noir. « Si le système survit à cette seconde explosion, les deux trous noirs fusionneront, émettant une grande quantité d'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles  au moment de la fusion [3], » conclut Paul Crowther. Toutefois, cela prendra quelques milliards d'années avant qu'ils fusionnent réellement, bien plus longtemps que l'échelle de temps humaine. « Notre étude montre toutefois que de tels systèmes doivent exister et ceux qui ont déjà évolué en trou noir binaire devraient pouvoir être détectés en étudiant les ondes gravitationnelles avec des expériences telles que LIGO ou Virgo [4]. »

Notes

[1] Les trous noirs de masse stellaire sont les derniers restes, extrêmement denses, résultant de l'effondrement d'étoiles très massives sur elles-mêmes. La masse de ces trous noirs va jusqu'à vingt fois la masse du Soleil, contrairement aux trous noirs super-massifs que l'on trouve au centre de la plupart des galaxies, dont la masse peut aller de un million à un milliard de fois celle du Soleil. Jusqu'à présent, environ vingt trous noirs de masse stellaire ont été détectés.

[2] En astronomie, les éléments chimiques lourds, ou « métaux », sont tous des éléments chimiques plus lourds que l'hélium.

[3] Prédites par la théorie de la relativité générale d'Einstein, les ondes gravitationnelles sont des ondulations dans la structure de l'espace-temps. D'importantes ondes gravitationnelles sont générées à chaque fois qu'il y a des variations extrêmes des forts champs gravitationnels avec le temps, comme pendant la fusion de deux trous noirs.  La détection des ondes gravitationnelles, jamais observées directement jusqu'à présent, est un des défis majeur des prochaines décennies.

[4] Les expériences LIGO et Virgo ont pour objectif de détecter des ondes gravitationnelles en utilisant des interféromètres sensibles aux Etats-Unis et en Italie.

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article de la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (NGC 300 X-1 is a Wolf–Rayet/Black Hole binary, P.A. Crowther et al.).

L'équipe est composée de Paul Crowther et Vik Dhillon (University of Sheffield, Royaume Unis), Robin Barnard et Simon Clark (The Open University, Royaume Unis) et Stefania Carpano et Andy Pollock (ESAC, Madrid, Espagne).

Liens

L'article scientifique

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-04-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rob D. Cardinal (Rothney Astrophysical Observatory, Priddis) a annoncé sa découverte le 19 Janvier 2010 d'un nouvel objet. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, de nombreux observateurs ont confirmé la nature cométaire de cet objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 B1 (Cardinal) indiquent un passage au périhélie le 06 Février 2011 à une distance d'environ 2,9 UA du Soleil. Lors de son passage au plus près de la Terre, à une distance d'environ 2,1 UA, la comète pourrait atteindre la magnitude 13,8. 

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10B36.html (MPEC 2010-B36)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 07 Février 2011 à une distance d'environ 2,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F19.html (MPEC 2010-F19)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2010B1.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Quatre nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 ou C2) ou par les satellites STEREO-A (STEREO-SECCHI instruments HI1-A et COR2-A) et STEREO-B (STEREO-SECCHI instruments HI1-B et COR2-B) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2010-B27 et MPEC 2010-B28.

Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2009 V1 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2009 V2 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10B27.html (MPEC 2010-B27)

C/2009 Y3 (STEREO) détectée par Alan Watson

C/2009 Y4 (STEREO) détectée par Alan Watson

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10B28.html (MPEC 2010-B28)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En général, la surface des petits corps sans atmosphère du système solaire est vieillie par les impacts de micrométéorites, le vent solaire et les rayons cosmiques. Les astéroïdes qui croisent l'orbite de la Terre par contre, nous apparaissent avec une surface rajeunie, différente de ceux de la ceinture principale. Une équipe franco-américaine, dont des chercheurs de l'Observatoire de Paris, émettent l'hypothèse que les ondes sismiques induites par le passage proche de la Terre sont capables de réarranger les roches et ainsi rajeunir la surface de l'astéroïde.

Au sein du système solaire, les surfaces des corps dénués d'atmosphère sont fortement influencées par des facteurs souvent associés au syntagme « météorologie spatiale »(*). Des preuves scientifiques récentes ont montré que le processus de vieillissement des surfaces dû à la météorologie spatiale a une dynamique très forte (de l'ordre d'un million d'années) par rapport à l'âge du système solaire (environ 4,5 milliards d'années).

Dans le cas des petits corps, on constate une dichotomie entre les astéroïdes qui croisent l'orbite de la Terre et ceux de la ceinture principale. La réponse spectrale des surfaces d'une catégorie d'astéroïdes géocroiseurs (la classe taxonomique Q) montre des minéraux dont les propriétés physiques sont moins altérées par la météorologie spatiale(**). Des mécanismes tels que le rapprochement avec la Terre, Mars ou Vénus, ou les collisions avec d'autres astéroïdes s'imposent, visant à produire un re-surfaçage d'astéroïdes géocroiseurs.
L'équipe franco-américaine s'est penchée sur la question de la proximité entre les géocroiseurs et les planètes telluriques. Les spectres d'un échantillon de cent astéroïdes ont été analysés et les résultats ont été corroborés avec leur dynamique orbitale.

La conclusion de cette recherche est que la Terre peut produire une influence importante pour que le re-surfaçage soit possible, si l'astéroïde passe au moins à une distance de 16 rayons terrestres de la planète. Cette distance correspond a environ un quart de la distance Terre-Lune. Les ondes sismiques induites par le passage proche sont capables de « secouer » la surface de l'objet afin que les roches et les régolites se réorganisent. Cette réorganisation de la surface de l'astéroïde est révélée par les mesures spectrales. Ayant subi une exposition moindre à la météorologie spatiale, les minéraux qui résultent du re-surfaçage vont montrer des spectres qui sont en meilleure concordance avec les spectres de laboratoires des météorites chondrites ordinaires.

En 2029, l'astéroïde 99942 Apophis, dont le diamètre est estimé à environ 270 mètres, passera à proximité de la Terre. Ce passage qui s'effectuera à une distance d'environ 42 000 km sera sans influence pour notre planète. Cependant, au cours de ce passage, l'astéroïde se trouvera à l'intérieur du périmètre-limite théorique évoqué plus haut : il subira ainsi des vibrations suffisamment fortes pour qu'en résulte son re-surfaçage. Les observations spectroscopiques de ce passage proche de 99942 Apophis rendront alors possible, en 2029, la confirmation de ces hypothèses et la validation de ces résultats.

Voir aussi site de l'IMCCE

(*) Ensemble des facteurs tels que le vent solaire, le rayonnement cosmique, les impacts avec les micrométéoroïdes.
(**) Le spectre d'astéroïdes de type Q est le meilleur analogue pour la plupart des météorites qui existent en collections (les météorites chondrites ordinaires)

Référence :

R. Binzel, A. Morbidelli, S. Merouane, F. DeMeo, M. Birlan, P. Vernazza, C. Thomas, A. Rivkin, S. Bus and A. Tokunaga
Earth encounters as the origin of fresh asteroid surfaces, Nature du 21 janvier 2010

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jan10/nea.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'ESO vient juste de diffuser une formidable image du vaste nuage connu sous le nom de la nébuleuse de la Patte de Chat ou NGC 6334. Cette région complexe de gaz et de poussière, où de nombreuses étoiles massives sont nées, se situe près du centre de la Voie Lactée et est fortement obscurcie par des nuages de poussière en avant plan.

La nébuleuse de la Patte de Chat - Crédit : ESO

Peu d'objets dans le ciel ont été dotés d'un nom aussi bien approprié que la Nébuleuse de la Patte de Chat, un nuage de gaz rougeoyant qui ressemble à une gigantesque empreinte de patte laissée par un chat céleste en balade dans l'Univers. L'astronome anglais John Herschel répertoria le premier NGC 6334 en 1837 pendant son séjour en Afrique du Sud. Bien qu'il ait utilisé l'un des plus grands télescopes au monde de l'époque, Herschel ne semble avoir relevé que la partie la plus brillante du nuage que l'on voit tout en bas à gauche de l'image.

NGC 6334 se situe à environ 5500 années-lumière de la Terre dans la direction de la constellation du Scorpion et couvre une zone du ciel légèrement plus large que la pleine Lune. Le nuage de gaz dans son ensemble s'étend sur environ 50 années-lumière. La nébuleuse apparaît rouge car ses lumières bleue et verte sont dispersées et absorbées plus efficacement par la matière se trouvant dans l'espace qui la sépare de la Terre. La lumière rouge provient essentiellement de l'hydrogène gazeux ionisé par le rayonnement intense de jeunes et chaudes étoiles.

NGC 6334 est une « nurserie » d'étoiles massives parmi les plus actives de notre galaxie et a été étudiée en profondeur par les astronomes. Cette nébuleuse dissimule des étoiles brillantes bleues fraichement créées – chacune atteignant pratiquement dix masses solaires et née dans les derniers millions d'années. Cette région héberge également de nombreuses étoiles « en bas âge », profondément enfouies dans la poussière, ce qui les rend difficiles à étudier. Au total, la nébuleuse de la Patte de Chat pourrait contenir plusieurs dizaines de milliers d'étoiles.

Le très complexe bulbe rouge, dans la partie droite la plus basse de l'image, est particulièrement frappant. C'est comme s'il s'agissait d'une étoile expulsant de grandes quantités de matière à très grande vitesse alors qu'elle s'approche de sa fin de vie ou bien des restes d'une étoile qui aurait déjà explosé.!

Ce nouveau portrait de la nébuleuse de la Patte de Chat a été réalisé en combinant des images prises avec la caméra WFI (Wide Field Imager) sur le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres de diamètre à l'Observatoire de La Silla au Chili, au travers de filtres bleu, vert et rouge ainsi qu'avec un filtre spécial conçu pour laisser passer le lumière de l'hydrogène ionisé.

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-03-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 14 Janvier 2010 par le télescope de surveillance LINEAR, a révélé sa nature cométaire après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center à la suite d'observations faites par S. Sposetti (Gnosca), E. Schwab, P. Concari, S. Foglia, G. Galli et M. Tombelli (Tzec Maun Observatory, Mayhill), R. Ligustri (RAS Observatory, Moorook), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), P. Bacci (Libbiano Observatory, Peccioli), K. Sarneczky (Konkoly Obsevatory, University of Szeged, Piszkesteto Stn.), C. Colazo (Observatorio El Gato Gris, Tanti), E. Guido, G. Sostero et H. Sato (RAS Observatory, Mayhill), W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), et P. R. Holvorcem et M. Schwartz (Tenagra II Observatory).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 A5 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 20 Avril 2010 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil, et une période d'environ 11,9 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10B02.html (MPEC 2010-B02)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Avril 2010 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil, et une période d'environ 11,4 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10C32.html (MPEC 2010-C32)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2010A5.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Gordon J. Garradd a annoncé la découverte le 12 Janvier 2010 d'un objet ayant l'apparence d'un astéroïde dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, Gordon Garradd a noté une possible apparence cométaire. De nombreux autres observateurs ont alors confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 A4 (Siding Spring) indiquent un passage au périhélie le 08 Octobre 2010 à une distance d'environ 2,7 UA du Soleil.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10A76.html (MPEC 2010-A76)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 08 Octobre 2010 à une distance d'environ 2,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10D65.html (MPEC 2010-D65)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2010A4.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les galaxies dans tout l'Univers sont illuminées par la naissance d'étoiles. Mais pour une galaxie en spirale voisine et petite, la fête de fabrication d'étoiles est presque terminée. Les astronomes ont été surpris de constater que les activités de formation d'étoiles dans les régions externes de NGC 2976 sont pratiquement endormies parce qu'elles ont stoppé il y a des millions d'années. La célébration est confinée à une poignée d'irréductibles fêtards blottis dans la région intérieure de la galaxie. L'explication, selon les astronomes, est qu'une interaction tapageuse avec le groupe voisin de galaxies M81 a enflammé la naissance d'étoiles dans NGC 2976. Maintenant l'amusante fabrication d'étoiles touche à sa fin. Les images du télescope spatial Hubble montrent que la formation d'étoiles dans la galaxie a commencé à s'éteindre dans ses périphéries il y a environ 500 millions d'années lorqu'une partie du gaz a été enlevée au loin et que le reste s'est effondré vers le centre. Sans gaz restant pour alimenter la fête, de plus en plus de régions de la galaxie prennent un repos bien nécessaire. La région de fabrication d'étoiles est maintenant confinée à environ 5.000 années-lumière autour du noyau.

Crédit : NASA, ESA, and J. Dalcanton and B. Williams (University of Washington, Seattle)

NGC 2976 ne ressemble pas à une galaxie en spirale typique, comme cette image de Hubble le montre. Dans cette vue de la région intérieure de la galaxie excentrique, il n'y a pas de bras spiraux visible. Les filaments poussiéreux courant à travers le disque ne montrent aucune structure en spirale claire. Bien que le gaz soit concentré au centre, la galaxie n'a pas un bombement central d'étoiles. Les astronomes ont reconstitué l'histoire de la formation d'étoiles de la galaxie avec l'aide de la vision nette de Hubble. La distance relativement proche de la galaxie à la Terre a permis à l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble de résoudre des centaines de milliers d'étoiles différentes. Ce qui ressemble à des grains de sable dans l'image est en réalité des étoiles individuelles. L'étude des différentes étoiles a permis aux astronomes de déterminer leur couleur et luminosité, ce qui a fourni des informations sur le moment où elles se sont formées. Les astronomes ont combiné les résultats d'Hubble avec une carte, faite à partir des observations par radio, montrant la répartition actuelle de l'hydrogène à travers la galaxie. En analysant les données combinées, l'équipe de recherche d'Hubble a alors reconstruit l'histoire de fabrication d'étoiles pour de vastes zones de la galaxie. Les observations d'Hubble font partie du programme ANGST (ACS Nearby Galaxy Survey Treasury). La carte fait partie de l'étude The HI Nearby Galaxy Survey par le VLA (Very Large Array) de la NRAO (National Radio Astronomy Observatory) au Nouveau Mexique. Les points bleus sont de jeunes étoiles géantes bleues résidant dans les régions actives restantes de naissance d'étoiles. NGC 2976 réside en bordure du groupe de galaxies M81, située à environ 12 millions d'années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/05

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En utilisant la technique de l'interférométrie, une équipe internationale conduite par un astronome de l'Observatoire de Paris (LESIA) a obtenu une image sans précédent de la surface de l'étoile supergéante rouge Bételgeuse de la constellation d'Orion. Le cliché révèle la présence de deux gigantesques taches brillantes dont la taille équivaut à la distance Terre-Soleil: elles couvrent en grande partie l'astre. Il s'agit d'une première indication forte et directe de la présence de phénomènes de convection, transport de la chaleur par la matière en mouvement, dans une étoile autre que le Soleil. Ce résultat permet de mieux comprendre la structure et l'évolution des étoiles supergéantes.

Bételgeuse est une étoile supergéante rouge située dans la constellation d'Orion. Cet astre est bien différent de notre Soleil: 600 fois plus gros en dimension, il rayonne environ 100 000 fois plus d'énergie. Mais à l'instar du Soleil, ce type d'objet semble aussi présenter une surface peuplée de taches brillantes ou sombres, plus ou moins chaudes ou froides. Ces structures seraient principalement dues au phénomène de convection, c'est-à-dire au transport de la chaleur par les courants de matière en mouvement. Ce bouillonnement s'observe tous les jours dans les casseroles d'eau chauffée en ébullition. À la surface du Soleil, la plus proche des étoiles, ces taches sont assez bien connues et visibles. Cependant, ce n'est pas du tout le cas pour les autres étoiles et notamment les supergéantes. La taille, les caractéristiques physiques et le temps de vie de ces structures dynamiques restent autant d'inconnues.

D'autres images de moindre qualité, de la surface de Bételgeuse avaient déjà été obtenues dans le passé. Il s'agissait essentiellement de modèles de surface de l'astre contraints à partir des données interférométriques. A présent, les chercheurs disposent d'une véritable image dont la richesse dépasse celle qu'il est possible d'imaginer à partir d'un modèle. Pour la première fois, on peut dire que deux taches sont présentes et déterminer la taille de la plus grande. Cette différence de dimension constatée laisse peut-être présager de phénomènes physiques différents.

L'analyse de la brillance des taches montre un écart de 500 degrés par rapport à la température moyenne de l'étoile (3 600 kelvins). La plus grande des deux structures présente une dimension équivalente au quart de celle de l'étoile (soit une fois et demie la distance Terre-Soleil). Ceci marque une nette différence avec le Soleil où les cellules de convection sont beaucoup plus fines et atteignent à peine 1/20e du rayon solaire (quelques fois le rayon de la Terre). Ces caractéristiques sont compatibles avec l'idée de taches lumineuses produites par la convection. Ces résultats constituent une première indication forte et directe de la présence de phénomènes de convection à la surface d'une étoile autre que le Soleil.

Référence

X. Haubois, G. Perrin, S. Lacour, T. Verhoelst, S. Meimon, L. Mugnier, E. Thiebaut, J.P. Berger, S.T. Ridgway, J.D. Monnier, R. Millan-Gabet, W. Traub: Imaging the spotty surface of Betelgeuse in the H band, 2009, A&A, 508, 923

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jan10/betel.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En étudiant un système planétaire triple qui ressemble à une version agrandie de la famille de planètes de notre propre Soleil, des astronomes ont été capables d'obtenir le premier spectre de manière directe -- « l'empreinte digitale chimique » [1] -- d'une planète en orbite autour d'une étoile lointaine [2], apportant ainsi de nouvelles informations sur la formation et la composition de cette planète. Ce résultat constitue une étape clé dans la recherche de la vie ailleurs dans l'Univers.

Spectre de la planète en orbite autour de HR 8799 (annoté)
Crédit : ESO/M. Janson

« Le spectre d'une planète est comme une empreinte digitale. Il fournit des informations essentielles sur les éléments chimiques de l'atmosphère d'une planète, » déclare Markus Janson, premier auteur de l'article présentant ces nouveaux résultats. « Avec cette information, nous pouvons mieux comprendre comment une planète s'est formée et, dans le futur, nous devrions pouvoir trouver des signes révélateurs de la présence de vie. »

Cette équipe de chercheurs a obtenu le spectre d'une planète géante en orbite autour de la très jeune et lumineuse étoile HR 8799. Le système se trouve à environ 130 années-lumière de la Terre. Cette étoile a une masse égale à 1,5 masse solaire et héberge un système planétaire qui ressemble à un modèle agrandi de notre propre système solaire. Trois compagnons planétaires géants, de masses comprises entre 7 et 10 fois la masse de Jupiter, ont été détectés en 2008 par une autre équipe de chercheurs. La distance qui sépare ces planètes de leur étoile est comprise entre 20 et 70 fois la distance Terre–Soleil et le système présente également deux ceintures de petits objets, similaires à la ceinture d'astéroïdes et à la ceinture de Kuiper de notre système solaire.

« Parmi les trois planètes, notre cible était celle du milieu, qui est environ dix fois plus massive que Jupiter et a une température d'environ 800 degrés Celsius, » déclare Carolina Bergfors, une des membres de l'équipe. « Après plus de cinq heures de temps de pause, nous avons été capables de dégager le spectre de l'étoile de la lumière bien plus brillante de son étoile. »

C'est la première fois que le spectre d'une exoplanète en orbite autour d'une étoile normale, pratiquement semblable au Soleil, a été obtenu de manière directe. Précédemment, les seuls spectres obtenus ont nécessité de pointer un télescope spatial sur une exoplanète en train de passer directement derrière son étoile hôte – une « éclipse exoplanétaire » - et alors le spectre pouvait être extrait en comparant la lumière de l'étoile avant et après. Toutefois, cette méthode ne peut être utilisée que si l'orientation de l'orbite de l'exoplanète est parfaitement droite, ce qui n'est vrai que pour une petite fraction de tous les systèmes exoplanétaires. Le nouveau spectre a, pour sa part, été obtenu depuis le sol, en utilisant le VLT – le très grand télescope - de l'ESO avec des observations directes qui ne dépendent pas de l'orientation de l'orbite.

Etant donné que l'étoile hôte est plusieurs milliers de fois plus brillante que la planète, l'obtention de ce spectre est vraiment remarquable.  « C'est comme essayer de voir de quoi est faite une bougie en l'observant à deux kilomètres de distance alors qu'elle se trouve à côté d'une lampe éblouissante de 300 watts » précise Markus Janson.

Cette découverte a été possible grâce à l'instrument infrarouge NACO, installé sur le VLT et dépend pour beaucoup de l'extraordinaire capacité du système d'optique adaptative [3] de cet instrument. Des images et des spectres encore plus précis d'exoplanètes géantes sont attendus avec l'instrument de prochaine génération SPHERE, qui sera installé au VLT en 2011, ainsi qu'avec le télescope géant européen.

Les toutes nouvelles données recueillies montrent que l'atmosphère entourant la planète est encore peu comprise. « les caractéristiques observées dans le spectre ne sont pas compatibles avec les modèles  théoriques en vigueur, » explique Wolfgang Brandner, un des co-auteur de l'article. « Nous avons besoin de prendre en compte une description plus détaillée des nuages de poussière atmosphérique ou accepter que l'atmosphère a une composition chimique différente de ce qui était précédemment supposé. »

Les astronomes espèrent pouvoir disposer rapidement des « empreintes digitales » des deux autres planètes géantes, ils pourront ainsi comparer, pour la première fois, les spectres de trois planètes appartenant au même système. « Cela nous apportera sans aucun doute de précieuses informations sur les processus qui conduisent à la formation de systèmes planétaires tel que le nôtre » conclu Markus Janson.

Notes

[1] Comme le démontrent tous les arcs en ciel, la lumière blanche peut être décomposée en différentes couleurs. Les astronomes décomposent artificiellement la lumière des objets lointains qu'ils reçoivent dans ces différentes couleurs (ou longueurs d'onde). Toutefois, là où nous distinguons cinq ou six couleurs de l'arc en ciel, les astronomes obtiennent des centaines de couleurs finement nuancées, produisant un spectre – un enregistrement des différentes quantités de lumière émises par un objet dans chaque bande étroite de couleur. Les détails du spectre – plus de lumière émises dans certaines couleurs et moins dans d'autres – fournissent des informations sur la composition chimique de la matière produisant la lumière. Cette possibilité d'enregistrer les spectres fait de la spectroscopie un outil de recherche important pour l'astronomie.

[2] En 2004, en utilisant l'instrument NACO sur le VLT des astronomes ont obtenu une image et un spectre d'un objet de 5 masses de Jupiter autour d'une naine brune – une « étoile inachevée ». On pense toutefois que ces deux objets se sont probablement formés ensemble – comme une petite étoile binaire, au lieu que le compagnon se soit formé dans le disque autour de la naine brune, comme un système étoile-planète (Voir ESO 28/04, ESO 15/05 et ESO 19/06).

[3] Les télescopes terrestres souffrent de l'effet de brouillage dû à la turbulence atmosphérique. Ces turbulences provoquent le scintillement des étoiles qui enchante les poètes mais frustre les astronomes car il brouille les détails subtils des images. Toutefois, avec les techniques de l'Optique Adaptative, cette perturbation majeure peut être corrigée de telle sorte que les télescopes fournissent des images qui sont théoriquement aussi précises que possible, i.e. se rapprochant des conditions spatiales. Les systèmes d'optique adaptative fonctionnent au moyen de miroirs déformables contrôlés par ordinateur qui neutralisent les distorsions provoquées par les turbulences atmosphériques. Le principe repose sur des corrections optiques en temps réel calculées à une très grande vitesse (plusieurs centaines de fois par seconde) à partir de données d'image obtenues par un détecteur de front d'ondes (une caméra spéciale) qui contrôle la lumière à partir d'une étoile de référence.

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article sous forme de lettre dans l'Astrophysical Journal (“Spatially resolved spectroscopy of the exoplanet HR 8799 c”, by M. Janson et al.).

L'équipe est composée de M. Janson (University of Toronto, Canada), C. Bergfors, M. Goto, W. Brandner (Max-Planck-Institute for Astronomy, Heidelberg, Allemagne) et D. Lafrenière (University of Montreal, Canada). Les données préparatoires ont été obtenues avec l'instrument IRCS sur le télescope Subaru.

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 14 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. A Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et VISTA, le plus grand télescope pour les grands relevés. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant – l'E-ELT- qui disposera d'un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

Lien

article scientifique

Plus d‘informations: Exoplanet media kit

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-02-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les images rapprochées de l'astéroïde (2867) Steins, obtenues avec l'instrument OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System) sur Rosetta, ont fourni des nouvelles mesures approfondies des propriétés physiques de cet astéroïde de la ceinture principale. Steins se révèle être un entassement de gravats peu cohérent dont la forme en diamant a été façonnée par l'effet YORP. C'est la première fois que cet effet est vu dans un astéroïde de la ceinture principale. Les résultats sont rapportés par H. Uwe Keller et ses collègues dans l'édition du 08 Janvier 2010 du magazine Science.

Crédit : ESA ©2009 MPS for OSIRIS Team MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA

Les observations de l'astéroïde Steins ont été obtenues au cours du survol de Rosetta le 05 Septembre 2008.

L'approche au plus près de l'astéroïde a eu lieu à 18h38 UTC à une distance de 803 kilomètres. Environ 60 pour cent de la surface a été résolu au cours du survol fournissant un ensemble unique d'images à partir desquelles un certain nombre de propriétés physiques importantes peuvent être déduites.

Peu était connu au sujet de l'astéroïde (2867) Steins quand il a été choisi au début de 2004 comme l'une des cibles pour un survol au plus près au cours de la mission de Rosetta. A ce moment, il a été classifié comme un astéroïde de type E sur la base de son spectre visuel et en proche infrarouge et de son albedo élevé. Plus tard, les observations au sol ont estimé un diamètre d'approximativement 4.6 kilomètres et ont déterminé une période de rotation d'environ 6 heures.

Les nouvelles images d'OSIRIS montrent que Steins est un corps aplati aux pôles, ressemblant à un brillant diamant, avec des dimensions de 6.67 x 5.81 x 4.47 km. Sa surface est essentiellement couverte de cratères peu profonds avec certains cratères plus grands parsemés de plus petits. L'analyse des cratères d'impact indique un déficit de petits cratères (ceux avec un diamètre de moins de 0.5 kilomètre) que Keller et ses collègues attribuent à une réorganisation de la surface résultant de l'effet Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack (YORP). L'effet aurait provoqué des éboulements qui auraient causé le comblement des cratères plus petits. C'est la première fois que l'effet YORP est vu dans un astéroïde de la ceinture principale.

http://sci.esa.int/jump.cfm?oid=46254

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rik E. Hill a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 08 Janvier 2010 dans le cadre du Catalina Sky Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par D. Mayes (Table Mountain Observatory, Wrightwood), A. Boattini (Mt. Lemmon Survey), J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson), T. Kryachko et B. Satovski (Engelhardt Observatory, Zelenchukskaya Station), D. Grennan (Raheny), F. D. Mazzone (Rio Cuarto), E. Guido, G. Sostero et H. Sato (RAS Observatory, Mayhill), W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), et par K. Kadota (Ageo).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 A3 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 27 Mars 2010 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10A48.html (MPEC 2010-A48)

Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie le 03 Avril 2010 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil. La comète P/2010 A3 (Hill) a une période d'environ 14,9 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10B22.html (MPEC 2010-B22)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2010A3.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Comète C/2010 A1 (Hill)

R. E. Hill (Catalina Sky Survey) a annoncé la découverte d'une nouvelle comète le 06 Janvier 2010 dans le cadre du Catalina Sky Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par E. C. Beshore (Mt. Lemmon Survey), Y. Ikari (Moriyama), P. Birtwhistle (Great Shefford), H. Sato (RAS Observatory, Mayhill), et par W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 A1 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 24 Juin 2010 à une distance d'environ 1 UA du Soleil, et pourrait alors atteindre la magnitude 11,6 début Juillet. Cependant, la comète pourrait être de courte période.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10A31.html (MPEC 2010-A31)

Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie le 06 Août 2009 à une distance d'environ 1,9 UA du Soleil. La comète P/2010 A1 (Hill) a une période d'environ 9,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F15.html (MPEC 2010-F15)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2010A1.html

Comète P/2010 A2 (LINEAR)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert par le télescope de surveillance LINEAR le 06 Janvier 2010 a révélé sa nature cométaire après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center lors d'observations de confirmation par P. Birtwhistle (Great Shefford), W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), H. Sato (RAS Observatory, Mayhill), E. C. Beshore (Mt. Lemmon Survey), et K. Kadota (Ageo).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 A2 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 07 Mai 2010 à une distance d'environ 1,3 UA, et une période d'environ 7,2 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10A32.html (MPEC 2010-A32)

Bien que la comète présente une queue, il n'y a pas de condensation centrale distincte. L'orbite est typique d'un astéroïde de la ceinture principale.

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 04 Décembre 2009 à une distance d'environ 2 UA du Soleil, et une période d'environ 3,47 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10D88.html (MPEC 2010-D88)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2010A2.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Depuis les débuts de la cosmologie moderne utilisant la théorie de la relativité générale, les seuls modèles retenus pour décrire la géométrie et la dynamique de l'Univers étaient spatialement homogènes. La formation des structures à grande échelle était obtenue par perturbation linéaire de ces modèles, ce qui impliquait comme hypothèses que les fluctuations de densité et la courbure étaient très faibles, d'où les difficultés à former les structures avec la rapidité voulue. A l'ère de la cosmologie dite ''de précision'', l'hypothèse d'homogénéité -- qui a servi à développer avec succès les bases de la cosmologie -- doit être considérée comme une approximation d'ordre zéro et la théorie des perturbations linéaires comme une approximation du premier ordre. Si l'on veut aller plus avant, on ne peut plus ignorer l'influence des inhomogénéités observées à toutes les échelles, en commençant bien sûr par les plus grandes. L'utilisation de solutions hétérogènes de la relativité générale est donc devenue incontournable. Dans ce domaine en pleine expansion, une chercheuse de l'Observatoire de Paris en collaboration avec deux chercheurs polonais et un chercheur d'Afrique du Sud ont obtenu des résultats très intéressants.

Le problème des modèles d'univers homogènes

Les équations de la relativité générale sont si complexes que peu de solutions analytiques exactes utilisables en cosmologie ou en astrophysique sont connues. C'est une des raisons qui ont fait et qui font encore le succès du modèle le plus simple de tous, le modèle homogène. Son principal défaut est que 95% du contenu de l'Univers est inexpliqué. Pour que ce modèle, dit "de concordance", soit compatible avec les observations cosmologiques, il a fallu en effet y injecter plus de 20% de matière "noire" et 75% d'énergie "sombre" dont la nature et les propriétés sont inconnues en physique et qui n'ont été observées jusqu'à présent ni en laboratoire, ni dans l'Univers. Lorsque les observations des courbes de lumière des premières supernovae de type Ia lointaines ont été réalisées, voici maintenant plus de dix ans, et que leur interprétation dans un cadre homogène a donné lieu à l'apparition de la notion d'énergie sombre, d'autres propositions ont été faites pour expliquer ces observations. L'une d'elles est l'effet des hétérogénéités.

Les premiers modèles hétérogènes

Les premiers modèles hétérogènes utilisés pour résoudre ce problème étaient à symétrie sphérique. Certains d'entre eux étaient capables de reproduire nombre d'observations cosmologiques aussi bien si ce n'est mieux que le modèle de "concordance'', sans nécessité d'introduire de l'énergie sombre. Mais, bien sûr, ils ne pouvaient prendre en compte les inhomogénéités que dans une direction radiale.

Les modèles de type gruyère

De nouveaux modèles plus réalistes de type "gruyère" ont été ensuite utilisés. Mais leurs "trous" étaient également à symétrie sphérique ce qui les rendait peu crédibles et entravait leur efficacité à résoudre le problème de l'énergie sombre. Les modèles qui semblent le mieux adaptés à la résolution de ce problème sont des "fromages" dont les "trous" n'auraient aucune symétrie. Une solution exacte de la relativité générale capable de modéliser de tels "trous" existe, mais elle est bien plus difficile à mettre en ~oeuvre à cause de sa complexité. Elle est actuellement développée par une équipe composée d'une chercheuse du LUTH, de deux chercheurs du N. Copernicus Astronomical Center (Varsovie) et d'un chercheur de Cape Town University.

Modèles hétérogènes et formation des structures

On sait que les modèles standards homogènes perturbés peinent à former suffisamment vite les structures observées, ce qui oblige à y injecter de la matière noire pour accélérer le processus. L'équipe a montré récemment que des modèles hétérogènes relativement simples peuvent accélérer d'un facteur allant jusqu'à 8 la formation des structures. Des distributions de densité doubles et triples où des régions sous-denses côtoient des sur-densités très faibles au départ évoluent très rapidement pour former des structures composées de vides et de filaments analogues à celles qui sont observées de nos jours (voir la figure).

Ces travaux, ainsi que d'autres résultats originaux, sont développés dans un ouvrage commun, qui vient d'être publié.

Référence

Krzysztof Bolejko, Andrzej Krasinski, Charles Hellaby et Marie-Noëlle Célérier
"Structures in the Universe by Exact Methods: Formation, Evolution, Interactions'', Cambridge Monographs on Mathematical Physics, Cambridge University Press (2010)

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jan10/hetero.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En obtenant l'image de l'étoile Mira Chi-Cygni en interférométrie infrarouge, une équipe menée par des astronomes de l'Observatoire de Paris a montré comment le diamètre de l'étoile oscille, et a révélé la présence et le mouvement d'une couche moléculaire chaude. Le rayon de l'étoile a une valeur moyenne de 12,1 milli arcseconde et une pulsation d'amplitude 5,1 milli arcseconde. En parallèle, l'équipe a mesuré la vitesse radiale de la couche moléculaire, qui apparaît en chute libre pendant une partie du mouvement. Ceci permet de déterminer la masse de l'étoile qui est de 2 masses solaires.

A environ 550 années-lumière de la Terre, une étoile semblable au Soleil vit son agonie. Chi-Cygni a enflé pour devenir une étoile géante rouge, si grande qu'elle aurait avalé toute planète jusqu'à Mars dans notre système solaire. De plus, l'étoile a commencé à palpiter violemment, battant comme un coeur géant. Les nouvelles photos en gros plan de la surface de cette étoile montrent des détails sans précédent de cette pulsation.

« Ce travail ouvre une fenêtre sur le destin de notre Soleil dans cinq milliards d'années, quand il finira sa vie, » dit Sylvestre Lacour de l'Observatoire De Paris.

Lorsqu'une étoile de type solaire vieillit, elle commence à manquer d'hydrogène dans son noyau. Comme une voiture manquant de carburant, son « moteur » commence à hoqueter. Nous voyons ces hoquets comme des fluctuations de lumière, provoquées par la contraction et l'expansion de l'étoile. Les étoiles dans cette étape de leur vie sont connues comme des variables Mira, d'après le premier exemple, Mira « la merveilleuse, » découverte par David Fabricius en 1596. Quand elle palpite, Chi-Cygni rejette ses couches externes qui, dans quelques centaines de milliers d'années, créeront une belle nébuleuse planétaire.

Figure 1: L'étoile Mira Chi-Cygni, à diverses époques. - Crédit : Observatoire de Paris

Chi-Cygni pulse tous les 408 jours. A son plus petit diamètre de 450 millions de km, elle se couvre de taches brillantes alors que des filaments de plasma chaud troublent sa surface. (Ces taches sont comme les granules sur la surface du Soleil, mais beaucoup plus grandes.) Pendant son expansion, Chi-Cygni se refroidit et s'obscurcit, jusqu'à un diamètre de 720 millions de km -- assez pour engloutir et faire cuire la ceinture d'astéroïdes du système solaire.

Pour la première fois, les astronomes ont photographié ces changements spectaculaires en détail.
« Nous avons créé l'animation des pulsations d'une étoile en utilisant de vraies images, » explique Lacour. « Nos observations prouvent que la pulsation est non seulement radiale, mais s'accompagne d'inhomogénéités, comme le point névralgique géant qui est apparu au rayon minimum. »

Les étoiles variables sont extrêmement difficiles à imager, pour deux raisons principales. La première est que ces étoiles se cachent dans une coquille compacte et dense de poussière et de molécules. Pour étudier la surface de l'étoile dans la coquille, les astronomes les observent en lumière infrarouge. L'infrarouge permet de voir à travers la coquille, comme des rayons X permettent à des médecins de voir les os dans le corps humain.

La deuxième raison est que ces étoiles sont très lointaines, et apparaissent ainsi très petites. Bien qu'elles soient énormes comparées au Soleil, la distance les réduit à la taille d'une petite maison sur la Lune. Les télescopes traditionnels manquent de résolution. En conséquence, l'équipe a utilisé l'interférométrie, qui consiste à combiner la lumière venant de plusieurs télescopes pour obtenir la résolution équivalente à un télescope aussi grand que la distance entre eux.

Figure 2: Le télescope IOTA.

Ils ont utilisé l'interféromètre infrarouge de l'observatoire astrophysique de Smithsonian, ou l'IOTA, qui est situé à l'observatoire de Whipple sur le Mont Hopkins, en Arizona.
« IOTA offre des possibilités uniques, » dit le co-auteur Marc Lacasse du centre de Harvard-Smithsonian pour l'astrophysique (CfA). « Il nous a fourni des images environ 15 fois plus pointues que le télescope spatial Hubble. »

L'équipe a également utilisé les nombreuses observations faites tous les ans par les astronomes amateurs dans le monde entier, fournies par l'association américaine des observateurs d'étoiles variables (AAVSO).

L'utilisation de l'interférométrie astronomique dans les prochaines décennies va changer la perception que nous avons de bien des astres. Les objets qui jusqu'ici, apparaissaient comme des sources ponctuelles, vont progressivement révéler leur vraie nature. Les surfaces d'étoiles, les disques d'accrétion autour des trous noirs, et les disques protoplanétaires autour des étoiles jeunes, tous étaient compris uniquement par des modèles. Nous pourrons enfin les voir. Ce qui, certainement, n'ira pas sans quelques surprises.

Référence

S. Lacour, E. Thiébaut, G. Perrin, S. Meimon, X. Haubois, E. Pedretti, S. Ridgway, J.D. Monnier, J.P. Berger, P.A. Schuller, H. Woodruff, A. Poncelet, H. Le Coroller, R. Millan-Gabet, M. Lacasse, W. Traub: The Pulsation of Chi Cygni Imaged by Optical Interferometry; a Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars, Ap J.. in press

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jan10/iota.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope spatial Hubble a brisé la distance limite pour les galaxies et a dévoilé une population primordiale de galaxies compactes et ultra-bleues qui n'avaient jamais été vues auparavant. Le plus profond d'Hubble examine l'espace, le plus lointain retour dans le temps où il regarde, parce que la lumière met des milliards d'années pour traverser l'Univers observable. Ceci fait d'Hubble une puissante "machine à remonter le temps" qui permet aux astronomes de voir des galaxies comme elles étaient il y a 13 milliards d'années, juste 600 millions à 800 millions d'années après le Big Bang.

Crédit: NASA, ESA, G. Illingworth and R. Bouwens (University of California, Santa Cruz), and the HUDF09 Team

Les données de la nouvelle caméra infrarouge d'Hubble, la WFC3 (Wide Field Camera 3), sur le Ultra Deep Field (pris en Août 2009) ont été analysées par pas moins de cinq équipes internationales d'astronomes. Un total de 15 papiers ont été soumis à ce jour par des astronomes du monde entier. Certains de ces premiers résultats sont présentés par différents membres d'équipe le 06 Janvier 2010, au 215ème meeting de l'American Astronomical Society à Washington, D.C.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/02

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Plus de 12 milliards d'années d'histoire cosmique sont montrés dans cette vue sans précédent, panoramique et en couleurs de milliers de galaxies dans diverses étapes d'assemblage. Cette image, prise par le télescope spatial Hubble, a été réalisée à partir de mosaïques prises en Septembre et Octobre 2009 avec l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3) nouvellement installé et en 2004 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys). La vue couvre une partie du champ sud d'un grand recensement de galaxies appelé GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey), une étude du ciel profond par plusieurs observatoires pour retracer l'évolution des galaxies.

L'image finale combine une large gamme de couleurs, de l'ultraviolet, à travers la lumière visible, et dans le proche infrarouge. Une vue multicolore si détaillée de l'Univers n'a jamais été assemblée auparavant dans une telle combinaison de couleurs, de clarté, de précision, et de profondeur.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/01

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope spatial Kepler, conçu pour trouver des planètes de la taille de la Terre dans la zone habitable d'étoiles ressemblant à notre Soleil, a découvert ses cinq premières nouvelles exoplanètes, ou planètes au-delà de notre Système solaire.

La sensibilité élevée de Kepler pour des petites ou grandes planètes a permis la découverte des exoplanètes, nommées Kepler 4b, 5b, 6b, 7b et 8b. Les découvertes ont été annoncées Lundi 04 Janvier 2009 par les membres de l'équipe scientifique de Kepler au cours d'une réunion d'informations à la conférence de l'American Astronomical Society à Washington.

Ces observations permettent de mieux comprendre comment les systèmes planétaires se forment et évoluent à partir des disques de gaz et de poussière cosmique pour donner naissance aux étoiles et à leurs planètes", a commenté William Borucki, du Centre de Recherche Ames de la Nasa, Moffett Field, Californie. "Ces découvertes montrent également que les instruments fonctionnent bien. Tout porte à croire que Kepler remplira tous ses objectifs".

Connues en tant que "hot Jupiters" en raison de leurs masses élevées et températures extrêmes, les nouvelles exoplanètes s'échelonnent en taille de comparable à Neptune et à plus grosse que Jupiter. Elles ont des orbites s'étalant de 3,3 à 4,9 jours. Les températures estimées des planètes vont d'environ 1.200 à 1.650 degrés Celsius, plus chaudes que la lave en fusion et beaucoup trop chaudes pour la vie telle que nous la connaissons. Elles sont toutes en orbite autour d'étoiles plus chaudes et plus grandes que notre Soleil.

"Nous nous attendions à ce que Kepler découvre en premier lieu de telles exoplanètes", a noté Jon Morse, directeur de la division d'astrophysique de la Nasa.

Lancée le 06 Mars 2009, de la Station de l'Air Force de Cape Canaveral en Floride, la mission Kepler observe simultanément et en continu plus de 150.000 étoiles. L'instrument scientifique de Kepler, ou photomètre, à déjà mesuré des centaines de possibles signatures de planètes qui sont en cours d'analyse.

Bien que beaucoup de ces signatures soient probablement autre chose qu'une planète, comme de petites étoiles orbitant de plus grandes étoiles, les observatoires terrestres ont confirmé l'existence des cinq exoplanètes. Ces premières découvertes sont basées sur des données collectées sur une période de six semaines depuis que Kepler a été mis en service le 12 Mai 2009.

Kepler regarde les signatures de planètes en mesurant la diminution dans l'éclat des étoiles. Vues depuis la Terre, quand les planètes passent devant leurs étoiles, ou transitent, elles bloquent périodiquement la lumière de l'étoile. La taille de la planète peut être déduite de la taille de la diminution. La température peut être estimée des caractéristiques de l'étoile qu'elle orbite et de la période orbitale de la planète.

Kepler continuera les opérations scientifiques jusqu'à au moins Novembre 2012. Il recherchera des planètes aussi petite que la Terre, incluant celles qui orbitent des étoiles dans une chaude zone habitable où l'eau liquide peut exister à la surface de la planète. Puisque les transits de planètes dans la zone habitable d'étoiles comme le Soleil surviennent environ une fois par an et nécéssitent trois transits pour vérification, il est prévu de prendre au moins trois ans pour localiser et vérifier une planète de la taille de la Terre.

Selon Borucki, la recherche continue et de longue durée de Kepler devraient considérablement améliorer la capacité des scientifiques à déterminer les distributions de la taille de planète et de la période orbitale à l'avenir. "Les découvertes d'aujourd'hui sont une contribution significative vers ce but," a indiqué Borucki. "Les observations de Kepler nous indiqueront s'il y a beaucoup d'étoiles avec des planètes qui pourraient abriter la vie, ou si nous pourrions être seuls dans notre galaxie."

Les observations au sol nécessaires pour confirmer les découverte ont été conduites avec les télescopes terrestres Keck I d'Hawaii; Hobby-Ebberly et Harlan J. Smith au Texas; Hale et Shane en Californie ; WIYN, MMT et Tillinghast en Arizona; et Nordic Optical aux Iles Canaries, en Espagne.

http://www.kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=16

http://actu.voila.fr/actualites/sciences/2010/01/04/usa-le-telescope-spatial-kepler-decouvre-ses-cinq-premieres-exo-planetes_469980.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une comète, découverte le 02 Janvier 2010 par l'astronome amateur australien Alan Watson dans les images obtenues le 30 Décembre 2009 par l'instrument HI (Heliospheric Imager) de la sonde solaire STEREO-A, plonge actuellement vers le Soleil. La comète est à présent bien visible sur les images prises par le coronographe LASCO-C3 (Large Angle Spectrometric Coronagraph), et depuis peu sur les images du coronographe LASCO C2, du satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory).

Survivra t'elle ? Le drame pourrait se jouer dans les prochaines heures.

Cette comète kamikaze est probablement un membre de la famille des comètes de Kreutz. Nommée d'après Carl Heinrich Friedrich Kreutz (1854-1907), un astronome allemand du XIXème siècle qui les a étudiées en détail, les comètes du groupe de Kreutz sont des fragments d'une comète géante qui se serait brisée il y a près de deux mille ans lors d'un survol trop rapproché de notre Soleil.

http://www.leguideduciel.net/lgdc/lgdctextes/lgdc36.php

http://spaceweather.com/archive.php?view=1&day=03&month=01&year=2010

http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/c3/512/

http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/c2/512/

Les comètes du groupe de Kreutz

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie