Sources ou Documentations non francophones

Sources ou Documentations en langue française

Des chercheurs du réseau européen JETSET viennent d'étudier les jets produits par des étoiles jeunes éjectant de la matière, les objets Herbig Haro. Pour cette étude ils ont reproduit ces jets, d'une part par expérience en laboratoire, d'autre part par simulation numérique. Cette double approche expérimentale et virtuelle permet ainsi de démontrer que le vent interstellaire joue un rôle fondamental en interagissant avec le jet, créant ainsi ces nodules et ces ruptures de structure.

Les objets Herbig Haro (HH) sont des nébulosités associées à des étoiles jeunes. Il s'agit d'éjection de matière sous la forme de jet. Ces jets présentent sur leur trajet une succession compliquée de chocs d'étrave et de noeuds et une dynamique complexe et variable qui résulte de leur interaction avec le milieu interstellaire (cf HH 47). Leur morphologie est un traceur de l'histoire de leur formation et de leur interaction avec le milieu interstellaire. Certains jets, par exemple HH 502, présentent une courbure en forme de C qui est d'ordinaire attribuée à la présence d'un vent "effectif" produit, soit par le mouvement propre de la source dans le milieu interstellaire, soit par des écoulements issus de sources proches.

Pour étudier la dynamique et la structure de ces jets et l'origine de ces courbures, une équipe internationale conduite par un chercheur du LERMA (unité mixte de recherche : CNRS, Observatoire de Paris, Universités Cergy-Pontoise et Pierre et Marie Curie, Ecole Normale Supérieure) (1), vient de réaliser une double approche : l'expérience en laboratoire et la simulation numérique. Pour ce qui est de l'expérience en laboratoire, les jets expérimentaux ont été produits sur le générateur de courant pulsé MAGPIE de l'Imperial College . Le jet expérimental a les caractéristiques requises des jets HH des étoiles jeunes, mais avec des échelles de temps et de distances différentes de l'ordre de la nanosecondes et du centimètre. La vitesse typique de propagation est de l'ordre de 100 à 200 km/s. L'interaction de ce jet expérimental avec un vent latéral (30 à 50 km/s) est obtenue grâce à un plasma d'ablation généré sur une feuille par un fort rayonnement XUV.

En ce qui concerne la simulation numérique, le jet astrophysique virtuel a été obtenu avec des paramètres typiques des jets stellaires, par exemple des temps d'écoulement de centaines d'années et des distances équivalentes aux centaines d'unités astronomiques (2).

La dynamique du jet est similaire dans l'expérience et dans la simulation, marquée par la formation d'une série de chocs d'étraves et de noeuds. La collision entre le jet et le vent génère un choc d'étrave qui enveloppe tout le jet. Le jet développe une forme très asymétrique et la partie amont du cocon disparaît. Un choc oblique se forme au centre du jet et commence à courber ce dernier. La tête du jet finit par se détacher et son mouvement devient balistique. La présence de chocs internes est visible à la fois dans l'expérience et dans la simulation.

Un résultat important est que la structure observée dans le "pseudo jet HH" et la destruction du choc d'étrave résultent uniquement de l'interaction avec le vent et ne sont pas liées à une quelconque variabilité de l'injection du jet. Il en est de même des chocs internes. Le jet est sujet au déclenchement d'instabilités qui tendent à séparer le jet en filaments.

Référence

"Curved Herbig-Haro Jets: Simulations and Experiments". A. Ciardi, D.J. Ampleford, S.V. Lebedev, C.Stehlé. A paraître dans Astrophysical Journal

Note(s)

1 - Cette équipe se compose de A. Ciardi et Chantal Stehlé, LERMA, CNRS-Observatoire de Paris; D.J. Ampleford, Sandia National Laboratories, Albuquerque, USA; S.V. Lebedev, Blackett Laboratory, Imperial College, London, Angleterre.

2 - 1 unité astronomique = la distance Terre-Soleil, soit 150 millions de km

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2491,experience-laboratoire-simulation-numerique-approche-comparative-etudier-jets-stellaires.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Deux chercheurs de l'Université de Kobe (Japon) sont persuadés qu'il existe dans notre Système solaire une planète plus extérieure au-delà de Pluton.

En se basant sur des simulations étendues de disques planétésimaux avec la présence de quatre planètes géantes et de planétésimaux massifs, le professeur japonais Tadashi Mukai et le chercheur américain Patryck Sofia Lykawka proposent que l'histoire orbitale d'une planète extérieure avec de quelques dixièmes de la masse de la Terre peut expliquer la structure orbitale de la ceinture trans-Neptunienne.

Ce corps massif a probablement été dispersé par l'une des planètes géantes, ce qui a alors agité le disque planétésimal primordial aux niveaux observés à 40-50 UA et l'a tronqué à environ 48 UA avant migration de la planète. La planète extérieure a acquis plus tard une orbite stable inclinée (>100 UA ; 20-40 degrés) en raison d'une interaction de résonnance avec Neptune (une résonance r:1 ou r:2 probablement couplée au mécanisme de Kozai), garantissant la stabilité de la ceinture trans-Neptunienne.

La modèle reproduit invariablement les caractéristiques principales de chaque classe dynamique avec un détail sans précédent ; il satisfait également d'autres contraintes telles que l'actuelle petite masse totale de la ceinture trans-Neptunienne et l'orbite actuelle de Neptune à 30,1 UA.

Les travaux des deux chercheurs ont été présentés lors du 39ème meeting annuel de la Division des Sciences Planétaires de la Société Astronomique Américaine qui s'est déroulé en Octobre 2007 à Orlando, en Floride. Soumis le 13 Décembre 2007, le papier a été accepté pour publication dans The Astronomical Journal et les travaux de l'équipe de Kobe, conduite par le professeur japonais Tadashi Mukai et le chercheur américain Patryck Lykawka, seront publiés en Avril.

http://fr.arxiv.org/abs/0712.2198v1

http://tinyurl.com/ywklu6

http://fr.news.yahoo.com/afp/20080228/tsc-japon-sciences-astronomie-c2ff8aa.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Bien qu'il ne soit pas encore officiellement sorti, Microsoft a présenté son premier logiciel astronomique à usages multiples à la conférence TED.

Le WorldWide Telescope (WWT) sera un programme gratuit de cartographie céleste par Internet pour Windows qui est un amalgame intéressant de planétarium de bureau, de commande de télescope, et de logiciel de présentation.

Le WorldWide Telescope (WWT) est un environnement de visualisation riche qui fonctionne comme un télescope virtuel, rassemblant les images des meilleurs télescopes terrestres et spatiaux du monde pour une exploration guidée en continu de l'Univers. WorldWide Telescope permet des panoramiques en continu et des zooms à travers le ciel nocturne en mélangeant des térabytes d'images, de données, et d'histoires de sources multiples sur Internet dans un média riche, une expérience immersive.

WorldWide Telescope (WWT) devrait sortir officiellement au printemps 2008.

http://www.skyandtelescope.com/news/16039782.html

http://cosmiclog.msnbc.msn.com/archive/2008/02/27/711588.aspx

http://www.ted.com/talks/view/id/224

http://worldwidetelescope.org/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Pendant que MESSENGER survolait Mercure le 14 Janvier 2008, l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging System) a capturé cette image, qui inclut le bord de la planète contre la noirceur de l'espace. Une grande partie du premier plan montre une partie du bassin Caloris, un des plus grands bassins d'impact dans le Système solaire. Les deux grands cratères près du bas de cette image peuvent être identifiés sur le plancher nord-ouest du bassin sur la mosaïque de Caloris publiée à la conférence de presse de la NAS du 30 Janvier 2008. Le grand cratère au milieu du bas de cette image a un diamètre d'environ 70 kilomètres.

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Le bassin Caloris est un secteur d'un intérêt particulier pour l'équipe scientifique de MESSENGER, puisque comprendre sa formation peut conduire à de nouveaux aperçus sur la nature de grands impacts dans le jeune Système solaire et les résultats de ces événements catastrophiques. Dans une image en fausse couleur de Mercure, également publiée le 30 Janvier, le bassin Caloris est visible dans l'hémisphère nord de la planète comme un grand dispositif de couleur clair approximativement circulaire; le plancher du bassin peut avoir quelques différences dans sa composition comparée aux surfaces environnantes plus sombres.

Les deux grands cratères montrés dans l'image publié aujourd'hui sont chacun entourés par un "halo" de matériel foncé, comme les cratères montrés dans l'image publié le 21 Février. Le plus petit des deux cratères a un motif inhabituel de matieriel lumineux fortement réfléchissant sur son plancher. Le fait que deux de ces deux cratères, qui montrent des caractéristiques matérielles différentes, sont situés dans le bassin Caloris fournit des informations sur la variété et la complexité des processus qui ont formé la surface de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?gallery_id=2&image_id=171

- Nouvelles du Ciel Cratères avec des halos sombres sur Mercure [21/02/2008]

- Nouvelles du Ciel Il y a un mois... [15/02/2008]

- Nouvelles du Ciel Architecture géologique de Mercure [07/02/2008]

- Nouvelles du Ciel Flots de surprises [31/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Images du départ [29/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Plan rapproché sur le côté non vu auparavant de Mercure [28/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Longs escarpements [27/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Regard vers le nord [26/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Différentes vues [25/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Compter les cratères de Mercure [24/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Tableau de Matisse [23/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Mercure en couleur [23/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Vues fascinantes de la surface de Mercure [20/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Nouvelles vues de Mercure [18/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Mercure en détail [17/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Premier coup d'oeil sur la face non vue auparavant de Mercure [16/01/2008]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Dans quelques milliards d'années, lorsque le Soleil aura terminé la fusion de son hydrogène en hélium, il se transformera en géante rouge et augmentera de 250 fois en taille. Au début, la perte de masse du Soleil permettra à la Terre de migrer sur une orbite plus large en raison du relâchement de l'attraction gravitationnelle sur la Terre.

Ce processus a amené à spéculer que la Terre pourraît échapper à la destruction, mais la survie semble maintenant impossible, indique Peter Schröder (University of Guanajuato, Mexico) et Robert Smith (University of Sussex, Royaume-Uni).

Ils ont créé le modèle le plus détaillé jusqu'ici de la transition du Soleil vers une géante rouge, en se basant sur les observations de six étoiles géantes rouges voisines. Effectivement, ils ont constaté que l'orbite de la Terre s'élargira d'abord. Mais la Terre induira également un "bombement de marée" sur la surface du Soleil, par sa propre attraction gravitationnelle. Le bombement traînera juste derrière la Terre dans son orbite, la ralentissant assez pour l'entraîner vers une disparition cuisante.

Il y a un dernier espoir pour quiconque vivant toujours sur Terre, selon les chercheurs. Dans le passé, certains ont suggéré que l'orbite de la Terre pourrait être étirée en arrangeant le survol d'un astéroïde voisin pour l'attirer à lui. Cette méthode pourrait potentiellement maintenir la vitesse de la Terre suffisante pour la garder dans une orbite élargie.

http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html

http://www.space.com/scienceastronomy/080226-vaporized-earth.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe de 19 astronomes français et canadiens a découvert l'existence de structures de matière noire mesurant 270 millions d'années-lumière, soit plus de 2 000 fois la taille de notre Galaxie. Il s'agit des plus grandes structures observées à ce jour. C'est en analysant les images produites dans le cadre du grand relevé du ciel "Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey" (CFHTLS), que les chercheurs, pilotés par l'Institut d'astrophysique de Paris (1), l'Université British Columbia et l'Université de Victoria, ont observé les effets de distorsions gravitationnelles produits par ces structures cosmiques. Ils ont ainsi découvert comment matière et énergie noires ont participé à la construction et à l'agencement des grandes structures de l'Univers actuel. Publié dans Astronomy & Astrophysics en février 2008, ce résultat offre un éclairage nouveau et sans précédent sur l'histoire de la formation de ces structures et sur les propriétés de cette mystérieuse matière noire, qui est tout de même cinq fois plus abondante dans l'Univers que la matière "ordinaire".

© Canada-France-Hawaii Telescope Corporation 2008

Les astronomes savent depuis quelques temps que l'Univers est rempli d'une énigmatique matière noire. Cette matière invisible forme des structures géantes de filaments, de feuilles et d'amas. La manière précise avec laquelle cette "trame cosmique" est répartie a longtemps intrigué les scientifiques.

Une équipe internationale de 19 astronomes (2) vient de découvrir des structures de matière noire mesurant jusqu'à 270 millions d'années-lumière. Ces structures s'étendent sur des distances représentant plus de 2 000 fois la taille de notre galaxie, la Voie Lactée. Une longueur qui n'avait jamais été détectée jusqu'à ce jour, le précédent record avoisinant les 100 millions d'années-lumière ! Les distances observées sont ainsi trois fois plus grandes que ne l'étaient celles des précédentes analyses.

Pour y parvenir, les scientifiques utilisent une technique relativement nouvelle, dite de "lentille gravitationnelle faible". Petite explication… La lumière des galaxies lointaines est déviée par la matière noire pendant son trajet vers nous à travers l'Univers. De la même manière que la structure osseuse du corps humain est rendue visible sur les radiographies en rayons X, la matière noire laisse son empreinte dans la signature lumineuse des galaxies, révélant sa présence par la gravité qu'elle exerce. Cela se traduit par des effets de distorsions gravitationnelles. Mesurer précisément ces effets, prédits par Einstein, tel fut l'objectif principal du grand relevé du ciel "Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey" (CFHTLS).

Coordonnée par l'Institut d'astrophysique de Paris (IAP, CNRS / Université Paris 6 / Observatoire des sciences de l'univers), l'Université British Columbia et l'Université de Victoria au Canada, l'équipe a passé plusieurs années à développer des outils pour analyser les images obtenues par la plus grande caméra numérique du monde, MegaCam (3), équipant le télescope Canada-France-Hawaii (CFHT) (4). Ces résultats représentent une avancée sans précédent : de si grandes échelles et de si petits signaux n'avaient encore jamais été explorés auparavant.

« Nos observations repoussent les limites de notre connaissance de la trame cosmique bien au-delà de ce qui était connu jusqu'alors », explique Liping Fu. « Nous confirmons ainsi la validité de notre modèle de l'Univers, y compris jusqu'à ces très grandes échelles. Les mesures aux grandes échelles, ajoute-elle, présentent l'avantage d'être facilement comparables aux prédictions théoriques ». Elles permettent de déterminer la composition de l'Univers, ce qui est fondamental pour comprendre son histoire et son évolution, mais aussi prédire son devenir à long terme.

De plus, « ces résultats montrent que les lentilles gravitationnelles faibles sont une technique fiable et précise pour la cosmologie » souligne Yannick Mellier de l'IAP. La prochaine génération de télescopes et de caméras mesurera les effets de ces lentilles à travers l'ensemble du ciel, sur des milliards de galaxies. Ces relevés contribueront à révéler la nature, pour l'instant mal connue, de la matière noire et apporteront un éclairage précieux sur le mystère encore plus grand que constitue l'énergie sombre.

Notes :

(1) IAP, CNRS / Université Paris 6 / Observatoire des sciences de l'univers.
(2) Cette équipe est formée de Liping Fu (IAP ; Shanghai Normal University), E. Semboloni (IAP ; Argelander-Institut für Astronomie –AifA-, Bonn), H. Hoekstra (Université de Victoria –Uvic-, Canada), M. Kilbinger (IAP ; AIfA, Bonn) L. van Waerbeke (Université Bristish Columbia –UBC-, Canada), I. Tereno (IAP ; AIfA, Bonn), Y. Mellier (IAP), C. Heymans (UBC ; IAP), J. Coupon (IAP), K. Benabed (IAP), J. Benjamin (UBC), E. Bertin (IAP), O. Doré (Canadian Institute for Theoretical Astrophysics ou CITA), M.J. Hudson (Université de Waterloo, Canada), O. Ilbert (Laboratoire d'astrophysique de Marseille, CNRS / Université de Provence / Observatoire astronomique Marseille Provence ; Institute for Astronomy d'Honolulu), R. Maoli (IAP ; Université La Sapienza, Rome), C. Marmo (IAP), H.J. McCracken (IAP) et B. Ménard (CITA).
(3) Ces travaux ont été menés à partir d'observations obtenues grâce MegaPrime. Cet ensemble instrumental, qui comprend notamment la caméra MegaCam, est un projet commun du CFHT et du CEA/DAPNIA, au télescope CFHT. Réalisés dans le cadre du CFHTLS - projet commun du NRC et du CNRS -, cette étude est en partie basée sur des données produites par le Canadian Astronomy Data Center et le centre TERAPIX (centre national de traitement de données financé par l'INSU-CNRS, le programme national de cosmologie et l'IAP).
(4) Le CFHT est une unité de service commune au National Research Council (NRC) du Canada, à l'INSU-CNRS et à l'Université d'Hawaii.

Références :

Very weak lensing in the CFHTLS wide: cosmology from cosmic shear in the linear regime. L. Fu, E. Semboloni, H. Hoekstra, M. Kilbinger, L. van Waerbeke, I. Tereno, Y. Mellier, C. Heymans, J. Coupon, K. Benabed, J. Benjamin, E. Bertin, O. Doré, M.J. Hudson, O. Ilbert, R. Maoli, C. Marmo, H.J. McCracken, and B. Ménard. Astronomy & Astrophysics Main Journal, A&A 479, 9-25. Février 2008.

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1288.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Pendant que MESSENGER survolait Mercure, l'instrument NAC (Narrow Angle Camera ) du MDIS (Mercury Dual Imaging System) a capturé cette vue le 14 Janvier 2008. Deux des plus grands cratères dans cette image semblent avoir des bords de cratère obscurcis et des "halos" partiels de matière sombre entourant immédiatement les cratères.

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Les deux cratères semblent avoir des bords presque complets et des murs en terrasse intérieurs, suggérant qu'ils se sont formés plus récemment que les autres cratères voisins peu profonds de taille similaire. Il y a deux explications possibles pour leurs halos sombres : (1) un matériel à fleur de terre plus foncé a pu être excavé lors des explosions des impacts d'astéroïdes ou des comètes qui ont produit les cratères. (2) Les grandes explosions formant les cratères pourraient avoir fondu une partie du matériel de surface rocheux impliqué dans les explosions, éclaboussant la surface d'impact fondu; une telle roche fondue est souvent plus foncée (albedo inférieur) que le matériel de cible du pré-impact. Dans l'un ou l'autre des cas, l'association du matériel foncé avec des cratères formés relativement récemment suggère que les processus qui homogénéisent graduellement les matériaux de Mercure n'ont pas encore eu le temps de réduire le contraste de ces deux halos sombres. Le cratère associé au matériel foncé dans la partie en bas à gauche de cette image est d'environ 100 kilomètres de diamètre, et le cratère avec des parties de matériel foncé en haut à droite est d'environ 70 kilomètres de large. Ces cratères avec halo sombre, situés près du pôle sud de Mercure, sont également visibles dans une image en fausse couleur précédemment publiée créée à partir de trois images de l'instrument WAC (Wide Angle Camera).

L'information des images prises dans les 11 filtres différents de couleur du WAC aidera les scientifiques de MESSENGER à comprendre la nature du matériel foncé associé aux cratères montrés dans cette image et déterminera s'ils indiquent la présence de matériel à fleur de terre de composition différente, sont des exemples de fonte d'impact, ou ont peut-être une autre explication. 

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?gallery_id=2&image_id=166

- Nouvelles du Ciel Il y a un mois... [15/02/2008]

- Nouvelles du Ciel Architecture géologique de Mercure [07/02/2008]

- Nouvelles du Ciel Flots de surprises [31/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Images du départ [29/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Plan rapproché sur le côté non vu auparavant de Mercure [28/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Longs escarpements [27/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Regard vers le nord [26/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Différentes vues [25/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Compter les cratères de Mercure [24/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Tableau de Matisse [23/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Mercure en couleur [23/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Vues fascinantes de la surface de Mercure [20/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Nouvelles vues de Mercure [18/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Mercure en détail [17/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Premier coup d'oeil sur la face non vue auparavant de Mercure [16/01/2008]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale (1) comprenant un chercheur du CNRS du Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux vient de montrer que l'enveloppe très étendue d'hydrogène qui entoure l'exoplanète HD209458b trouverait son origine dans le vent stellaire, constitué de protons et électrons éjectés par l'étoile proche. Au contact de l'atmosphère de l'exoplanète, ils se recombineraient pour constituer un nuage d'hydrogène atomique conservant les propriétés cinétiques du vent stellaire. Ce résultat publié dans la revue Nature, permet d'envisager une nouvelle méthode d'étude et de caractérisation des vents stellaires.

HD209458b est une exoplanète détectée en 1999 par la méthode des vitesses radiales, puis la même année par ses transits (2). De la taille de Jupiter, elle se situe dans la constellation de Pégase et est à environ 7 millions de kilomètres de son étoile (4.5% de la distance Soleil-Terre): c'est un Jupiter chaud. Des astronomes, dont des chercheurs de l'Institut d'Astrophysique de Paris (3), ont détecté en 2003 une couronne chaude et très étendue constituée d'hydrogène atomique, interprétée jusqu'ici comme la signature d'une évaporation importante de l'atmosphère de cette exoplanète.

Une équipe internationale à laquelle participe un chercheur du Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux (CNRS, Université Bordeaux 1), montre que le vent stellaire pourrait en fait être à l'origine de tout ou partie de cette enveloppe. Ce vent, comme celui du Soleil, est généré par l'étoile proche et est principalement constitué de protons et d'électrons. Au contact de l'atmosphère de la planète, les protons capturent des électrons pour former de l'hydrogène atomique qui va constituer une enveloppe en s'éloignant de l'exoplanète, pour ensuite se dissocier à nouveau à grande distance. Les modèles numériques présentés dans cette étude montrent que la distribution de vitesse des atomes générée par le vent stellaire diffère de celle des atomes qui s'évaporeraient de l'atmosphère. Ces modèles reproduisent l'observation sans introduire d'évaporation. Ceci ne remet toutefois pas en question l'existence possible d'une évaporation, mais distinguer sa signature au sein ce flot énergétique et mesurer son intensité risquent de s'avérer difficile.

L'observation fournit par ailleurs une information précieuse car la distribution observée des vitesses des atomes d'hydrogène permet de déduire les propriétés du vent stellaire. Leur vitesse est en effet directement héritée de celle des protons du vent stellaire. Les chercheurs ont ainsi pu déterminer les caractéristiques du vent de l'étoile (vitesse, température cinétique, densité) qui reproduisent le mieux l'observation, identifiant ainsi un moyen inédit pour sonder les vents stellaires. En neutralisant le vent stellaire lors de l'impact, les Jupiters Chauds le rendent observable à nos instruments qui ne peuvent le détecter sous sa forme ionisée.

De telles couronnes d'atomes énergétiques sont connues autour des planètes du système solaire. Celles qui enveloppent Mars et Vénus, notamment, avaient aussi été interprétées comme le signe d'une évaporation atmosphérique, avant que leur origine liée au vent solaire ne soit clairement identifiée.

Référence

"Energetic neutral atoms as the explanation for the high-velocity hydrogen around HD 209458b". M. Holmström, A. Ekenbäck, F. Selsis, T. Penz, H. Lammer & P. Wurz. Nature 21/02/2008.

Note(s)

(1) Cette équipe comprend M. Holmström et A. Ekenbäck (Swedish Institute of Space Physics, Kiruna, Suède), F. Selsis (Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux, CNRS, Université Bordeaux 1 / Observatoire Aquitain des Sciences de l'Univers - INSU et Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, CNRS, Ecole Normale Supérieure de Lyon, Université de Lyon / Observatoire de Lyon - INSU), T. Penz (INAF, Observatoire de Palerme, Italie), H. Lammer (Space Research Institute, Graz, Autriche) et P. Wurz (Université de Berne, Suisse).

(2) Lorsque l'exoplanète passe entre nous et l'étoile, le flux lumineux provenant de l'étoile subit une importante diminution. La détection de cette variation de luminosité rapide permet ainsi de détecter des exoplanètes. Cette méthode permet de déterminer la masse et le rayon de l'objet.

(3) UMR CNRS, Université Pierre et Marie Curie ; Observatoire des Sc iences de l'Univers - INSU.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2486,evaporation-planetaire-manifestation-vent-stellaire.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'un des plus beaux spectacles célestes a lieu dans seulement quelques heures. La Pleine Lune, à l'occasion de son alignement avec le Soleil et la Terre, va revêtir pour notre plus grand plaisir une somptueuse robe aux tons rouges et cuivrés pendant 51 minutes.

Mais auparavant, notre satellite naturel abandonnera progressivement sa traditionnelle blanche toilette pour un habit plus terne, grisâtre, avant de disparaître petit à petit sous le voile noir de l'ombre de la Terre. Le minuscule filet de lumière gris-bleue, apothéose de cette partie de cache-cache, annonce alors le début d'un spectacle de toute beauté, riche en couleurs subtiles : l'éclipse totale de Lune.

La phase de totalité commence à 03h00 UTC lorsque le disque n'est plus éclairée directement par le Soleil en raison de l'interposition de la Terre. La Lune est alors partiellement éclairée par les rayons du Soleil filtrés par l'atmosphère terrestre. Ce "one moon show" spectaculaire va durer seulement 51 minutes en raison de la trajectoire de la Lune qui ne pénétre que très peu dans la zone d'ombre. Le maximum de l'éclipse se produit à 03h26 UTC. La Lune amorce sa sortie de la zone d'ombre à 03h51 UTC, mettant fin à la phase de Totalité.

Notre satellite naturel reprendra progressivement son aspect initial en passant successivement par de subtiles teintes, dans l'ordre inverse de celles que nous avons pu admirer avant la phase de Totalité.

Ce spectacle rare, riche en couleurs, et fascinant sera d'autant plus apprécié qu'une si belle occasion ne se renouvellera pas avant un peu plus de trois ans pour les spectateurs de France métropolitaine. Il faudra en effet atteindre jusqu'au 15 Juin 2011 pour voir de nouveau une éclipse totale de Lune en Europe car l'éclipse totale de Lune du 21 Décembre 2010 ne sera visible en France que dans ses premières phases, nous privant ainsi des meilleurs moments de cet événement.

L'Eclipse Totale de Lune du 21 Février 2008 est visible depuis l'ouest de l'Asie, au Moyen Orient, en Europe, en Afrique, sur le continent américain hormis l'extrême ouest de l'Alaska, et à l'est de l'Océan Pacifique.

Page Spéciale L'Eclipse Totale de Lune du 21 Février 2008

Les Eclipses de SOLEIL et de LUNE jusqu'à fin 2010

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La Navette Atlantis de la NASA, qui a mené à bien sa mission d'intégration du laboratoire Columbus de l'ESA à la Station spatiale internationale (ISS), est rentrée sur Terre avec sept astronautes à bord. L'atterrissage a eu lieu le 20 février à 15:07 heure de Paris au Centre spatial Kennedy de Cap Canaveral (Floride).

Il s'agissait de la mission STS-122, au cours de laquelle la Navette a passé pratiquement 13 jours pleins en orbite, dont 9 amarrée à la Station pour la réalisation d'une étape majeure : livrer à l'ISS le module Columbus, premier avant-poste européen dans l'espace habité en permanence. Mesurant 7 m de longueur et pesant 12,8 t, ce laboratoire pluridisciplinaire à la pointe de la technique a été raccordé au module Harmony (élément de jonction 2) le 11 février. Après l'achèvement des contrôles d'étanchéité et des opérations initiales de branchement électrique, de raccordement de fluides et de liaison de données, la porte du sas a été ouverte le 12 février, consacrant ainsi le nouveau statut de l'Europe comme partenaire à part entière et copropriétaire de l'ISS. Les travaux d'aménagement interne de Columbus ont commencé quelques heures plus tard, lorsque le laboratoire est entré dans sa phase de recette, pilotée par le Centre de contrôle Columbus (Col-CC) situé à Oberpfaffenhoffen, près de Munich (Allemagne).

Les deux astronautes de l'ESA, l'Allemand Hans Schlegel et le Français Léopold Eyharts, qui avaient pris place à bord d'Atlantis, ont directement contribué à la réussite de cette mission. En tant que membre de l'équipage STS-122, Hans Schlegel a réalisé l'une des trois sorties dans l'espace avec son collègue de la NASA Rex Walheim. C'est également lui qui a coordonné les deux autres sorties visant à assurer le transfert du module Columbus entre la soute de la Navette et l'ISS, ainsi que l'installation des deux charges utiles SOLAR et EuTEF sur les plates-formes externes de Columbus. Hans Schlegel est rentré à Terre avec Atlantis.

Après le transfert officiel de responsabilités suite à l'amarrage de la Navette à la Station, Léopold Eyharts est devenu membre de l'équipage permanent de l'ISS (Expedition 16) en remplacement de l'astronaute de la NASA Dan Tani. Il a participé à l'amarrage de Columbus depuis le module Harmony en actionnant les boulons motorisés chargés d'assurer la fixation et a apporté son concours lors de la troisième sortie dans l'espace en pilotant le bras robotisé de la Station. Contrairement à Hans Schlegel, Léopold Eyharts est resté à bord de l'ISS après le départ d'Atlantis il y a deux jours. Il passera un mois dans l'espace pour mener à son terme la recette du module Columbus et conduire une série d'expériences dans le laboratoire et dans d'autres installations scientifiques déjà en service dans la Station. Léopold Eyharts devrait revenir sur Terre lors de la prochaine mission de la Navette à destination de l'ISS (Endeavour/STS-123), programmée fin mars.

La contribution de l'ESA à l'ISS monte en puissance

Grâce à Columbus, le volume pressurisé de la Station spatiale est augmenté de 15 %, tandis que ses capacités scientifiques sont pratiquement doublées. Deux modules du laboratoire japonais seront ajoutés en mars et en mai, ainsi qu'un module laboratoire polyvalent russe (MLM) en 2011.

C'est également le début d'une période nouvelle pour les activités de l'ESA à bord de la Station. En tant que partenaire à part entière du programme ISS, l'ESA pourra non seulement tirer parti de Columbus, mais devra également contribuer à l'exploitation de la Station. C'est dans cette optique que seront lancées des missions de desserte sans équipage conduites par le véhicule de transfert automatique (ATV), chargé d'acheminer des pièces de rechange, des expériences scientifiques, du matériel pour l'équipage (nourriture, vêtements), des fluides et des ergols et de procéder aux manouvres de rehaussement d'orbite de la Station pour compenser sa descente naturelle. Le premier ATV, dénommé Jules Verne, sera lancé par Ariane 5 le 8 mars prochain.

L'ESA profitera également des avantages offerts par la Station en conduisant des expériences grâce à ses nombreuses installations scientifiques et en envoyant régulièrement des astronautes européens pour des séjours de longue durée en tant que membres de l'équipage permanent. Deux astronautes de l'ESA s'entraînent d'ores et déjà pour ce type de mission : le Belge Frank de Winne, qui sera membre de l'équipage Expedition 19 en 2009, et le néerlandais André Kuipers, qui sera sa doublure. D'autres suivront.

De nouveaux éléments européens, actuellement en préparation, s'apprêtent à rejoindre l'ISS au cours de cette décennie : le laboratoire de science des matériaux (MSL), le système d'exercice et de recherche en atrophie musculaire (MARES), le bras télémanipulateur européen (ERA), l'élément de jonction 3 et la coupole d'observation.

La mise en service de Columbus s'accompagne de celle du réseau de Centres de soutien et d'exploitation pour les utilisateurs (USOC), au nombre de neuf, qui ont été mis en place dans toute l'Europe pour assurer une bonne interface entre les scientifiques et les charges utiles embarquées et pour permettre aux chercheurs de piloter leurs expériences et d'en recevoir les résultats en temps réel grâce à l'interconnexion fournie par le Centre de contrôle Columbus. La recette du laboratoire européen a été menée à bien plus vite que prévu. Les deux charges utiles externes SOLAR et EuTEF, qui viennent d'être installées à l'extérieur de Columbus, fournissent déjà des données. WAICO, première expérience devant être conduite à l'intérieur du laboratoire, démarrera cette semaine sur Biolab. L'expérience Geoflow commencera début mars dans le laboratoire de science des fluides. Au cours des semaines et des mois à venir, le réseau d'USOC verra son activité augmenter considérablement avec la recette et le passage en mode opérationnel des équipements et expériences scientifiques déjà présents à bord de Columbus et l'arrivée de nouvelles charges utiles scientifiques lors des missions logistiques prévues. Columbus a été conçu pour accueillir quelque 500 expériences par an pendant dix ans dans les domaines de la biologie cellulaire et végétale, de l'astrobiologie, de la physiologie humaine, des sciences des fluides et des matériaux, de la physique fondamentale, de l'astronomie, de la télédétection et de la technologie. Une nouvelle ère vient de s'ouvrir pour la communauté scientifique et la R&D industrielle en Europe.

Source : Communiqué de Presse de l'ESA N° 10-2008 http://www.esa.int/esaCP/Pr_10_2008_p_FR.html

http://www.spaceflightnow.com/shuttle/sts122/status.html

Nouvelles du Ciel Columbus mis à poste sur l'ISS [12/02/2008]

Nouvelles du Ciel Le laboratoire européen Columbus quitte la Terre [07/02/2008]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les lunes de Saturne font l'objet de 14 papiers scientifiques dans l'édition de Février du journal Icarus.

Un passé commun pour les lunes de Saturne ?

En dépit de l'incroyable diversité des lunes glaciales de Saturne, elles ont une histoire commune. Certaines sont grêlés, certaines sont apparemment sales, d'autres sont primitives, une est spongieuse, une a deux faces, certaines crachent toujours de l'activité et une partie semble être capturée du fin fond du Système solaire. Pourtant bon nombre d'entre elles ont un point commun -- une "substance" noire recouvrant leurs surfaces.

Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMUPOVHJCF_0.html

Les trous d'électrons d'énergie élevée révèlent des anneaux invisibles

Des lacunes dans la soupe de particules de grande énergie près des orbites de deux des minuscules lunes de Saturne indiquent que Saturne peut être entourée par des anneaux partiels non découverts et presque invisibles. Un papier dans l'édition de Février du journal Icarus suggère que les plus grandes lunes saturniennes pourraient ne pas être les seules à contribuer au matériel vers le système d'anneaux de Saturne.

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=816

http://www.esa.int/esaSC/SEMMNOVHJCF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale comprenant des chercheurs français de l'Institut d'Astrophysique de Paris (UMR, CNRS, Université Pierre et Marie Curie ; OSU-INSU) et du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes (UMR 5572, CNRS, Université Toulouse; Observatoire Midi-Pyrénées, INSU) vient de mettre en évidence la présence de deux exoplanètes autour d'une étoile se situant dans la constellation du Scorpion. Ces deux exoplanètes, qui constituent un mini système solaire à l'échelle ½ du nôtre, ont été détectées par la méthode de la micro-lentille gravitationnelle.

Parmi les 271 exoplanètes connues aujourd'hui, seul 25 systèmes planétaires multiples ont été trouvés dont quelques-uns ressemblent vaguement à notre système solaire. Comprendre comment s'est formé notre système solaire et notamment les planètes géantes est un des objectifs de la planétologie. Découvrir d'autres systèmes planétaires donne des éléments de comparaison qui permettront de choisir entre les différents modèles de formation planétaire. Un des autres enjeux est de savoir si le développement de la vie est une étape commune à un grand nombre de systèmes planétaires ou si, au contraire, les particularités de notre système solaire font que cette apparition de la vie est peut-être plus rare qu'on ne pourrait penser a priori au vu du nombre d'étoiles accompagnées de planètes.

Une des méthodes de détection des exoplanètes repose sur l'utilisation de l'effet de micro-lentille gravitationnelle. Ceci consiste à attendre un alignement presque parfait entre deux étoiles sur une ligne de visée. La théorie de la relativité générale prédit alors que la lumière de l'objet le plus éloigné, que l'on appelle la source, sera amplifiée. Comme l'objet le plus proche, baptisé lentille, se déplace par rapport à la source, cette amplification varie et l'on observe une variation de la lumière reçue de la source, que l'on nomme courbe de lumière. L'exoplanète va jouer un rôle en introduisant des variations supplémentaires de la luminosité dans la courbe observée.

Le télescope OGLE, situé à l'Observatoire de Las Campanas au Chili, est chargé de détecter ce type de variations et d'alerter des réseaux de télescopes répartis de façon uniforme dans l'hémisphère sud qui analyseront dans le temps ces variations de luminosités. Ce travail de suivi et d'analyse est effectué par plusieurs groupes internationaux dont le groupe PLANET dans lequel se trouvent des chercheurs français de l'Institut d'Astrophysique de Paris et du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes. C'est donc fin mars 2006 que l'alerte a été donnée par OGLE. Ce nouvel événement de microlentille a été identifié dans la constellation du Scorpion, le 109è de l'année 2006, d'où son nom OGLE-2006-BLG-109 (BLG signifie Bulge en anglais, car cette observation a été faite en direction du Bulbe central de notre Galaxie). Les observations effectuées à partir de la fin mars à début avril par les différents réseaux ont permis de mettre en évidence la présence de deux exoplanètes.

L'analyse des données donne une étoile-lentille située à environ 5 000 années-lumière du Soleil, dont la masse est la moitié de celle du Soleil, et qui est accompagnée de deux planètes, l'une à 2,3 unités astronomiques (1 UA est la distance de la Terre au Soleil), de masse 0,7 fois celle de Jupiter, et qui effectue une révolution complète tous les 5 ans, et l'autre à 4,6 UA, de masse 0,3 fois Jupiter et de période 14 ans. Si l'on compare au système solaire, où Jupiter est à 5 UA et tourne en 12 ans, et Saturne est à 10 UA et décrit une orbite en 29 ans, avec une masse de 0,3 fois Jupiter, on voit que l'on est en présence d'une "maquette" du système solaire à l'échelle ½. De plus, les températures d'équilibre de ces planètes sont de l'ordre de -200°C, aussi similaires à celle de Saturne. Parmi les systèmes planétaires déjà connus, seul celui de l'étoile 47 UMa lui ressemble, avec deux planètes de masse 3 et 1 Jupiter, situées à 2 et 8 UA de leur étoile. Mais cette étoile se trouve à 46 années-lumière du Soleil, 100 fois plus près. C'est l'un des avantages de la technique de microlentille gravitationnelle de pouvoir détecter des planètes autour d'étoiles lointaines, inaccessibles par d'autres techniques d'observation, et de prouver ainsi qu'il existe des planètes dans toute notre Galaxie. Si de plus le système planétaire découvert ressemble au nôtre, la conclusion que le système solaire n'a rien de particulier est tentante.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2480,detection-2-exoplanetes-mini-systeme-solaire-echelle.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale d'astronomes, conduite par un chercheur du CNRS et une astronome de l'Université d'Heidelberg, a découvert un large échantillon de lentilles fortes (arcs gravitationnels et images multiples) à partir d'images du télescope NASA/ESA Hubble Space Telescope. Ce nouvel échantillon est constitué de 67 lentilles fortes autour de galaxies elliptiques et lenticulaires brillantes. Ce nouveau catalogue démontre la diversité des lentilles gravitationnelles dans l'Univers. Si l'échantillon observé est représentatif, près d'un demi-million de lentilles fortes seraient présentes sur toute la voûte céleste. A terme, l'étude des lentilles gravitationnelles apportera d'importantes précisions sur la distribution de la matière sombre dans l'Univers.

Le phénomène de lentille gravitationnelle apparaît lorsque la lumière d'une galaxie lointaine qui voyage dans notre direction et est amplifiée et déformée par un objet massif qui se trouve entre nous et la galaxie. L'objet massif qui constitue la lentille est en général une autre galaxie ou un amas de galaxies. Le phénomène de lentille est dit fort lorsque la densité de masse atteint un seuil critique à partir duquel on peut observer plusieurs images de la galaxie lointaine, on parle d'images multiples ou d'arcs gravitationnels (qui ne sont autre que la fusion de 2 ou 3 images multiples). "L'étude de la forme et de la position des images gravitationnelles permet aujourd'hui de bien mieux comprendre la distribution de masse dans les objets « lentilles » et nous apporte notamment de précieuses informations sur la distribution de la matière sombre" précise Jean-Paul Kneib, chercheur au Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM). On s'attend à ce que les lentilles fortes autour de galaxies massives soient beaucoup plus communes que les "arcs géants" observés à plusieurs reprises par le télescope Hubble. Cependant elles sont plus difficiles à détecter car moins étendues et de formes beaucoup plus variées.

Ainsi, pour tenter d'identifier de nouvelles "lentilles fortes", une équipe internationale de chercheurs menée par Cécile Faure (Zentrum für Astronomie, Université de Heidelberg) et Jean-Paul Kneib (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille; UMR: CNRS / Université de Provence; Observatoire Astronomique Marseille Provence / INSU) a analysé une série d'images à très haute résolution du champs COSMOS (images obtenues à partir des observations effectuées par l'Advanced Camera for Surveys (ACS) montée sur le télescope Hubble) couvrant une région de près de 2 degrés carré sur le ciel (ou neuf fois la taille de la Lune). Ces observations ont été complétées par des images obtenues avec des télescopes au sol, comme le télescope Canada-France-Hawaii (INSU-CNRS, CNRC, Université d'Hawaii) et le Very Large Telescope de l'ESO.

Grâce à ce travail minutieux d'analyse, cette équipe a réussi la prouesse d'identifier 67 nouvelles lentilles gravitationnelles fortes autour de galaxies elliptiques et lenticulaires. Ce type de galaxies est à la fois pauvre en gaz et poussière et ne possède pas de bras spiraux. "On observe généralement une lentille gravitationnelle comme une série d'arcs ou des objets ponctuels brillants dans un amas de galaxies. Ce que l'on a observé ici est un phénomène similaire, mais à une échelle beaucoup plus petite : l'échelle des galaxies elliptiques, qui pèsent quelques centaines à quelques milliers de milliards de fois la masse du Soleil", nous dit Jean-Paul Kneib.

Crédit : NASA, ESA, C. Faure (Zentrum für Astronomie, University of Heidelberg)

and J.-P. Kneib (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille)

A partir de cette nouvelle découverte, l'équipe de chercheurs va pouvoir mesurer avec précision la masse des galaxies elliptiques, et mesurer la contribution des grandes structures dans la formation de ces images gravitationnelles. Parmi les nouvelles lentilles identifiées, les plus impressionnantes d'entre elles montrent les images distordues et allongées d'une ou deux galaxies lointaines. Au moins quatre de ces systèmes ont un anneau d'Einstein, c'est-à-dire une image complètement circulaire qui apparaît lorsque la galaxie lointaine, la galaxie massive qui agit comme lentille, et le télescope Hubble sont parfaitement alignés.

Les astronomes ont utilisé une méthode peu orthodoxe pour identifier ces incroyables lentilles naturelles de l'Univers. Tout d'abord, ils ont sélectionné un échantillon de galaxies à partir d'un catalogue comprenant près de 2 millions de galaxies. "Après cela, nous avons dû inspecter chaque image du champ COSMOS à la recherche de lentilles gravitationnelles fortes" nous dit Cécile Faure. Finalement une série de tests a été effectuée afin de juger si l'image de la galaxie lointaine et la galaxie lentille étaient bien des objets différents, et non une seule galaxie avec une forme complexe. "A partir de cet échantillon constitué « à l'oeil nu », nous allons calibrer des logiciels robots qui permettront de découvrir de nouvelles lentilles fortes dans les images d'archives du télescope Hubble" ajoute Jean-Paul Kneib.

Animation présentant un des arcs gravitationnels. [.mov, 10.87 Mo]

Ce nouveau résultat confirme que l'Univers est rempli de lentilles gravitationnelles fortes. Une extrapolation de ce résultat sur l'ensemble du ciel permet de prévoir l'existence de près d'un demi-million de lentilles fortes! L'étude de ces lentilles va permettre aux astronomes d'étudier la distribution de matière sombre au sein des galaxies lentilles. Lorsque le nombre de lentilles gravitationnelles découvertes sera suffisamment important, les astronomes pourront recenser avec une très grande précision toute la matière présente dans l'Univers et confronter le résultat issu de leurs observations avec les modèles cosmologiques.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2482,etude-matiere-noire-grace-decouverte-nombreux-arcs-gravitationnels-images-multiples.html

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2008/09/image/a

http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0806.html

Le Meilleur du télescope spatial Hubble 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes ont découvert que des planètes terrestres pourraient se former autour de beaucoup, si ce n'est pas autour de la plupart, des étoiles voisines comme le Soleil dans notre galaxie. Ces nouveaux résultats suggèrent que les mondes ayant les capacités à développer de la vie pourraient être plus communs que nous le pensons.

L'astronome Michael Meyer (University of Arizona, Tucson) et ses collègues ont utilisé le télescope spatial Spitzer pour déterminer si les systèmes planétaires comme le nôtre sont communs ou rares dans notre galaxie de la Voie lactée. Ils ont trouvé qu'au moins 20 pour cent, et probablement autant que 60 pour cent, d'étoiles similaires au Soleil sont des candidates pour former des planètes rocheuses.

Meyer présente les conclusions lors de la réunion annuelle de l'American Association for the Advancement of Science à Boston. Les résultats ont paru dans l'édition du 01 Février d'Astrophysical Journal Letters.

Les astronomes ont ulitisé Spitzer pour examiner six ensembles d'étoiles, groupées selon leur âge, avec des masses comparables à notre Soleil. Le Soleil a environ 4,6 milliards d'années. "Nous avons voulu étudier l'évolution du gaz et de la poussière autour d'étoiles semblables au Soleil et comparer les résultats avec le Soleil tel que nous l'imaginons dans les premières étapes au cours de son évolution," commente Meyer.

Le télescope Spitzer ne détecte pas les planètes directement. Au lieu de cela, il détecte la poussière -- les gravats restants des collisions lorsque les planètes se forment -- à une gamme de longueurs d'onde infrarouges. La poussière la plus chaude est détectée aux longueurs d'onde les plus courtes, entre 3,6 microns et 8 microns. La poussière froide est détectée à des longueurs d'onde plus longues, entre 70 microns et 160 microns. La poussière chaude peut être tracée aux longueurs d'onde de 24 microns. Parce que la poussière plus proche de l'étoile est plus chaude que la poussière plus éloignée de l'étoile, la "chaude" poussière détermine probablement le matériel satellisant l'étoile à des distances comparables à la distance entre la Terre et Jupiter.

"Nous avons trouvé qu'environ 10 à 20 pour cent d'étoiles dans chacun des quatre plus jeunes groupes d'âge montrent une émission à 24 microns en raison de la poussière," notre Meyer. "Mais nous n'avons pas souvent vu de la poussière autour d'étoiles plus vieilles que 300 millions d'années. La fréquence chute.

"C'est comparable aux échelles de temps supposées pour s'étendre sur la formation et l'évolution dynamique de notre propre Système solaire," commente Meyer. "Les modèles théoriques et les données météoritiques suggèrent que la Terre s'est formée sur 10 à 50 millions d'années de collisions entre de plus petits corps."

Dans une étude séparée, Thayne Currie et Scott Kenyon (Smithsonian Astrophysical Observatory, Cambridge, Mass.), et leurs collègues ont également trouvé la preuve de poussières de formation de planètes terrestres autour d'étoiles âgées de 10 à 30 d'années. "Ces observations suggèrent que ce qui a conduit à la formation de la Terre pourrait se produire autour de nombreuses étoiles entre trois millions et 300 millions d'années," commente Meyer.

Kenyon et Ben Bromley (University of Utah, Salt Lake City) ont développé des modèles de formation de planètes qui fournissent un scénario plausible. Leurs modèles prévoient que la poussière chaude serait détectée aux longueurs d'onde de 24 microns comme les petits corps rocheux se heurtent et fusionnent. "Notre travail suggère que la poussière chaude que Meyer et ses collègues ont détecté est un résultat normal de formation de planètes rocheuses. Nous prévoyons une fréquence plus élevée d'émission de poussières pour les plus jeunes étoiles, juste comme Spitzer l'observe," note Kenyon.

Le pourcentage d'étoiles qui forment des planètes est ambigu parce qu'il y a plus d'une manière d'interpréter les données de Spitzer, note Meyer. L'émission de la poussière chaude que Spitzer a observé autour de 20 pour cent de la plus jeune cohorte d'étoiles pourrait persister comme l'âge de l'étoile. C'est-à-dire, la poussière chaude produite par des collisions autour d'étoiles de trois à 10 millions d'années pourrait s'étendre et se manifester comme l'émission chaude de poussières vue autour des étoiles dans la gamme de 10 à 30 millions d'années et ainsi de suite. Interprétant les données de cette façon, environ une étoile sur cinq comme le Soleil forme potentiellement des planètes, note Meyer.

Il y a une autre manière d'interpréter les données. "Un scénario optimiste suggérerait que les plus grands, la plupart des disques massifs, subissent le galopant processus de collision en premier et assemblent leurs planètes rapidement. C'est ce que nous pourrions voir dans les plus jeunes étoiles. Leurs disques durcissent et meurent jeunes, brillant vivement au début, s'estompant ensuite," commente Meyer. "Cependant, de plus petits et moins massifs disques s'illumineront plus tard. La formation de planètes dans ce cas-là est retardée parce qu'il y a peu de particules pour se heurter l'une et l'autre."

Si c'est correct et que la plupart des disques les plus massifs forment leurs planètes d'abord et les disques les plus mous mettent 10 à 100 fois plus longtemps, alors jusqu'à 62 pour cent des étoiles examinées ont formé, ou peuvent former, des planètes. "La réponse correcte se trouve probablement quelque part entre le cas pessimiste de moins de 20 pour cent et le cas optimiste de plus de 60 pour cent," note Meyer.

Le prochain test critique de l'affirmation que des planètes terrestres comme la Terre pourraient être communes autour d'étoiles comme le Soleil viendra l'année prochaine avec le lancement de la mission Kepler de la NASA.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-05/release.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Mars Express a pris des clichés de Candor Chasma, une vallée dans la partie nord de Valles Marineris, lorsqu'il était en orbite au-dessus de la région le 06 Juillet 2006.

L'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) sur le vaisseau spatial a obtenu les données au cours de l'orbite numéro 3195, avec une résolution au sol d'approximativement 20 m/pixel. Candor Chasma se trouve approximativement à 6° Sud et 290° Est.

Candor Chasma en fausse couleur

Crédit : ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum)

Valles Marineris est un système de canyons d'approximativement 3.000 kilomètres de long sur Mars. Candor Chasma, situé dans sa partie nord, fait partie d'un système de grabens en rayon. Un graben est un dispositif lié par des failles normales parallèles, où le plancher du graben est en contrebas par rapport au matériel contigu. Les grabens dans le secteur ont été créés radialement, car le bombement de Tharsis s'est formé en raison du soulèvement volcanique.

Les murs raides du graben s'élèvent à une hauteur de 8.500 mètres au-dessus du plancher. Ils sont caractérisés par des restes rocheux (des petites veines de roches en ramification à partir du matériel principal) et des embranchements de canaux.

La partie supérieure montre le matériel accidenté et irrégulier et semble être un reste du plateau basaltique plus ancien. En revanche, la partie plus inférieure est plus plane et se compose de débris de roche et du matériel de plus grands éboulements qui ont formé une pente.

Le plancher du graben montre des dépôts accidentés à sommet plat qui montent jusqu'à 1200 m.

Il y a différentes théories expliquant comment Candor Chasma est arrivé à sa forme actuelle. Un de ceux-ci spécifie que le volcanisme dans la région de Tharsis a surélevé le secteur entier. Au cours du soulèvement, beaucoup d'efforts ont été exercés sur la croûte la rendant mince et formant de grands grabens. Un tel processus naturel, où les efforts exercés dans des directions opposées déforment le matériel rocheux, s'appelle la tectonique d'extension.

http://www.esa.int/esaSC/SEM8Q7VHJCF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Il y a un mois, le 14 Janvier 2008, MESSENGER est devenu le premier vaisseau spatial en plus de trois décennies à visiter Mercure, capturant des images d'une grande partie de la surface de Mercure auparavant non vue par un vaisseau spatial. Pendant que le vaisseau spatial continue son voyage, l'équipe scientifiques continue d'étudier les 1213 images retournées du premier survol historique de la mission. La trajectoire de la sonde l'amenera vers un second survol de Mercure le 06 Octobre 2008.

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

L'instrument NAC (Narrow Angle CameraC) du MDIS (Mercury Dual Imaging System ) a capturé cette image au cours du survol il y a un mois. Le Soleil illumine cette région sous un faible angle, accentuant les modestes crêtes et toute autre faible topographie sur ces plaines presque plates. De basses crêtes vont du haut du centre de l'image vers le bord gauche (flèches blanches). Des restes fantômatiques de cratères sont visibles, remplis vers leurs bords par ce qui pourrait être des laves volcaniques (flèches rouges).

Le reste faible d'un anneau intérieur dans le grand cratère dans la moitié inférieure de cette image peut être vu (flèche bleue) ; le secteur à l'intérieur de cet anneau a été également inondée, probablement par de la lave, et est presque sur le point de disparaître. Des groupes de cratères secondaires sur le plancher du grand cratère et ailleurs (flèches jaunes) se sont formés quand des blocs de matériel ont été éjectés de grands impacts au delà du champs de vue de cette image, qui est d'environ 350 kilomètres de large.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?gallery_id=2&image_id=161

- Nouvelles du Ciel Architecture géologique de Mercure [07/02/2008]

- Nouvelles du Ciel Flots de surprises [31/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Images du départ [29/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Plan rapproché sur le côté non vu auparavant de Mercure [28/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Longs escarpements [27/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Regard vers le nord [26/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Différentes vues [25/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Compter les cratères de Mercure [24/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Tableau de Matisse [23/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Mercure en couleur [23/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Vues fascinantes de la surface de Mercure [20/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Nouvelles vues de Mercure [18/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Mercure en détail [17/01/2008]

- Nouvelles du Ciel Premier coup d'oeil sur la face non vue auparavant de Mercure [16/01/2008]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Considéré autrefois comme un astéroïde simple, 2001 SN263 s'est maintenant révélé être le premier astéroïde géocroiseur triple trouvé à ce jour. L'astéroïde, avec trois corps orbitant les uns autour des autres, a été découvert cette semaine par les astronomes du radiotélescope de l'Observatoire d'Arecibo de Porto-Rico.

L'astronome Michael C. Nolan de l'Université Cornell et d'Arecibo a déclaré que lui et ses collègues ont fait la découverte lorsqu'ils ont obtenu des images radar le 11 Février. Le groupe a plus tard pris plus d'images pour apprendre que les trois objets - à environ 11,2 millions de kilomètres de la Terre - tournent les uns autour des autres.

Le corps central principal est sphérique avec un diamètre d'approximativement 2 kilomètres, alors que la plus grande des deux lunes est d'environ la moitié de cette taille. Le plus petit objet fait environ 300 mètres de diamètre, ou environ la taille du télescope d'Arecibo.

D'autres astéroïdes triples existent dans la Ceinture d'astéroïdes (entre Mars et Jupiter) et au-delà, mais c'est le premier système géocroiseur où les formes réelles des objets peuvent être clairement vues.

http://pressoffice.cornell.edu/Feb08/arecibo.triple.asteroid.shtml

Cet astéroïde avait été décrit le 15 Janvier 2008 comme un possible binaire, d'après sa courbe de lumière http://obswww.unige.ch/~behrend/page5cou.html#0f3591

(observations par Jean Strajnik, Aline Lebras, Amélie Malpot, Marion Melani, Arthur Thenon, Philippe Soudrain, Raoul Behrend à l'Observatoire de Haute-Provence).

Pour information :

dans la Ceinture d'astéroïdes :

- (87) Sylvia a été le premier système triple découvert (VLT/NACO)

           Nouvelles du Ciel Premier système triple d'astéroïdes [11/08/2005]

- (45) Eugenia, également un système triple, annoncé en Février 2007 (VLT/YEPUN)

           Nouvelles du Ciel Découverte d'un nouvel astéroïde triple dans la Ceinture Principale [13/03/2007]

au-delà de Neptune :

- 2003 EL61 : un second compagnon a été annoncé en Novembre 2005  (Keck/LGSAO)

           Nouvelles du Ciel Un second satellite pour 2003 EL61 [28/11/2005]

- (134340) Pluton est un système quadruple avec deux lunes découvertes et annoncées en Octobre 2005 (Hubble Space Telescope/ACS-WFC).

           Nouvelles du Ciel Pluton pourrait avoir non pas une, mais trois lunes [31/10/2005]

           Nouvelles du Ciel Hubble confirme les nouvelles lunes de Pluton [22/02/2006]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La lune orange de Saturne, Titan, a des centaines de fois plus d'hydrocarbures liquides que l'ensemble des réserves de pétrole connues et de gaz naturel sur Terre, selon de nouvelles données de Cassini. Les hydrocarbures tombent du ciel, se rassemblant en vastes dépôts qui forment des lacs et des dunes.

Les nouveaux résultats de l'étude conduite par Ralph Lorenz, membre d'équipe du radar de Cassini du JHUAPL (Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory), sont rapportés dans l'édition du 29 Janvier 2008 de Geophysical Research Letters.

"Titan est juste couverte de matière contenant du carbone - c'est une usine géante de produits chimiques organiques," note Lorenz. "Ce vaste inventaire de carbone est une fenêtre importante sur la géologie et l'histoire du climat du Titan."

Avec un douillet moins 179º Celsius, Titan est loin du luxe de la Terre. Au lieu de l'eau, des hydrocarbures liquides sous forme de méthane et d'éthane sont présents sur la surface de la lune, et des tholins composent probablement ses dunes. Le terme de 'tholins' a été inventé par Carl Sagan en 1979 pour décrire les molécules organiques complexes au coeur de la chimie prébiotique.

Cassini a cartographié par radar environ 20% de la surface de Titan. Plusieurs centaines de lacs et de mers ont été observées, dont plusieurs douzaine estimées contenir plus d'hydrocarbure liquide que les réserves de pétrole et de gaz de la Terre. Les dunes foncées qui courent le long de l'équateur contiennent un volume de produits organiques de plusieurs centaines de fois plus grands que les réserves de charbon de la Terre.

Les réserves prouvées de gaz naturel sur Terre se montent à 130 milliards de tonnes, assez pour fournir 300 fois la quantité d'énergie que les Etats-Unis utilisent annuellement pour le chauffage des résidences, la réfrigération et l'éclairage. Des douzaines de lacs de Titan ont individuellement l'équivalent d'au moins cette quantité d'énergie sous forme de méthane et d'éthane.

"Cette estimation globale est basée essentiellement sur les vues des lacs dans les régions polaires nordiques. Nous avons supposé que le sud pourrait être semblable, mais nous ne connaissons pas vraiment encore combien de liquide il y a là," commente Lorenz. Le radar de Cassini a observé la région polaire sud seulement une fois, et seulement deux petits lacs étaient visibles. De futures observations de ce secteur sont projetées au cours de la mission prolongée proposée de Cassini.

Les scientifiques ont estimé la profondeur des lacs de Titan en faisant quelques suppositions générales basées sur les lacs sur Terre. Ils ont pris la superficie moyenne et la profondeur moyenne des lacs sur Terre, en tenant compte des environnements voisins, comme les montagnes. Sur Terre, la profondeur de lac est souvent 10 fois moins que la hauteur du terrain voisin.

"Nous savons également que quelques lacs sont de plus de 10 m ou aussi profonds parce qu'ils semblent bel et bien d'un noir d'encre au radar. S'ils étaient peu profonds nous verrions le fond, et ce n'est pas le cas," ajoute Lorenz.

La question sur la quantité de liquide sur la surface est importante parce que le méthane est un gaz accentuant l'effet de serre sur Titan aussi bien que sur la Terre, mais il y en a beaucoup plus sur Titan. Si tout le liquide observé sur Titan est du méthane, il aurait seulement quelques millions d'années, parce que lorsque le méthane s'échappe dans l'atmosphère de Titan, il se décompose et s'échappe dans l'espace. Si le méthane venait à s'épuiser, Titan pourrait devenir beaucoup plus froid. Les scientifiques croient que le méthane pourrait alimenter l'atmosphère par évacuation de l'intérieur dans des éruptions cryovolcaniques. Si c'est le cas, la quantité de méthane, et la température sur Titan, peuvent avoir fluctués nettement dans le passé de Titan.

Le prochain survol de Titan par le radar de Cassini a lieu le 22 Février 2008, quand l'instrument radar observera l'emplacement d'atterrissage de la sonde Huygens de l'ESA.

http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMCSUUHJCF_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les étoiles comme le Soleil cachent sous leur surface un impressionnant mécanisme : la génération de leur champ magnétique. Ces champs magnétiques ressemblent à ceux de simples aimants, si ce n'est qu'ils se retournent régulièrement en échangeant leurs pôles Nord et Sud, tous les 11 ans environ dans le cas du Soleil. Pour la première fois, une équipe internationale d'astrophysiciens, conduite par des chercheurs du CNRS, vient de surprendre une autre étoile - tau Bootis A - en train de faire sa galipette magnétique. Pour tau Bootis A, cette bascule magnétique semble être plus fréquente que pour le Soleil. La planète géante en orbite rasante qu'elle héberge, est-elle à l'origine de cet emballement ? Cette découverte, publiée dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, devrait nous aider à mieux comprendre le mécanisme des cycles magnétiques dans les étoiles comme le Soleil.

Les étoiles comme le Soleil ne sont pas les astres doux et discrets que suggère leur rassurante scintillation. Elles sont souvent animées d'une activité trépidante et parées d'une couronne aux arches impressionnantes, que l'on peut admirer lors des éclipses totales dans le cas du Soleil. Ces manifestations tempétueuses sont dues à la présence d'un champ magnétique, qui ressemble à celui d'un aimant et que la couronne visualise comme la limaille de fer pour un aimant. Les aimants stellaires sont produits par un mécanisme complexe - impliquant à la fois la rotation de l'étoile sur elle-même et les bouillonnements de matière qui règnent sous la surface - similaire à celui qui produit le champ magnétique terrestre. C'est cet aimant qui donne le rythme au Soleil. Tous les 11 ans, l'aimant bascule et échange ses pôles Nord et Sud : c'est le cycle magnétique du Soleil. On pense même qu'à plus long terme, ce champ magnétique est capable d'influencer le climat terrestre et qu'il a pu contribuer au petit âge glaciaire pendant le Moyen-Âge.

Les étoiles similaires au Soleil possèdent aussi des aimants basculants. Mais jusqu'à récemment, il était difficile d'étudier ce phénomène sur d'autres étoiles que le Soleil, faute de moyen d'observation approprié. En mesurant directement le champ magnétique de ces étoiles, une équipe internationale d'astrophysiciens, conduite par Jean - François Donati (Laboratoire d'astrophysique de Toulouse-Tarbes / Observatoire Midi-Pyrénées / INSU-CNRS / Université Paul Sabatier) et Claire Moutou (Laboratoire d'astrophysique de Marseille / Observatoire astronomique de Marseille-Provence / INSU-CNRS / Université de Provence), vient de surprendre l'étoile tau Bootis A en train d'accomplir sa bascule magnétique. Pour cette découverte, ils ont utilisé deux instruments jumeaux baptisés ESPaDOnS au Télescope Canada-France-Hawaii, et NARVAL au Télescope Bernard-Lyot du Pic du Midi. (ESPaDOnS et NARAVAL sont des spectropolarimètres stellaires, des instruments astronomiques spécialement conçus et optimisés pour étudier les champs magnétiques des astres).

Légèrement plus chaude et 20% plus massive que le Soleil, tau Bootis A est aisément visible à l'oeil nu dans la constellation du Bouvier, et n'est distante du Soleil que de 51 années-lumière. Ce qui la rend encore plus intéressante, c'est qu'elle possède une planète géante en orbite rasante. Cette planète est même si proche de l'étoile et si massive (environ 6,5 fois plus massive que Jupiter pour une distance orbitale 20 fois plus faible que la Terre autour du Soleil) qu'elle a apparemment contraint la surface de l'étoile, par le biais des forces de marées, à tourner à son propre rythme orbital - en 3 jours environ, soit près de 10 fois plus vite que le Soleil.

Si Jean-François Donati, Claire Moutou et leurs collègues ont pu surprendre tau Bootis A en plein renversement magnétique, ce n'est probablement pas qu'une question de chance : il semblerait que cette étoile accomplit ses bascules beaucoup plus souvent que le Soleil, si bien que les chercheurs s'interrogent sur le rôle que joue la planète géante sur le rythme des saisons magnétiques de l'étoile. Il est clair que dorénavant, tau Bootis A va concentrer les regards des télescopes pour permettre aux astronomes de ne rater aucun des futurs épisodes de la série - ce qui leur permettra aussi, à terme, de mieux comprendre comment fonctionne la machine magnétique du Soleil et des étoiles.

Source : "Magnetic cycles of the planet-hosting star Tau Bootis", JF Donati, C Moutou, R Fares, D Bohlender, C Catala, M Deleuil, E Shkolnik, AC Cameron, MM Jardine, GAH Walker, 2008, MNRAS sous presse.

Cette équipe comprend: : J.F. Donati (Observatoire Midi-PyreneesPyrénées / Laboratoire d'astrophysique de Toulouse-Tarbes, INSU-CNRS / Université Paul Sabatier, France), C. Moutou (Observatoire Marseille-Provence / LAM, INSU-CNRS / Université de Provence, France), R. Farès (Observatoire Midi-Pyrénées / LATT, INSU-CNRS / UPS, France), D. Bohlender (National Research Council of Canada, Canada), M. Deleuil (Observatoire Marseille-Provence / Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, INSU-CNRS / Université de Provence, France), C. Catala (Observatoire Paris / Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique, INSU-CNRS / Université Paris 7, France), E. Shkolnik (University of Hawaii, USA), A.C. Cameron (University of StAndrews, UK), M.M. Jardine (University of StAndrews, UK) and G.A.H. Walker (University of Victoria, Canada).

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2479,renversement-monde-etoiles-champ-magnetique-tau-bootis-bascule.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer, grâce à une "loupe" naturelle, ont découvert ce qui peut être l'une des plus jeunes et des plus lumineuses galaxies jamais vues au milieu des "âges sombres" cosmiques, juste 700 millions d'années après le commencement de notre Univers.

Les images détaillées de l'instrument NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) d'Hubble révèlent une galaxie toute jeune, dénommée A1689-zD1, subissant une flambée de naissance d'étoiles au cours des âges sombres, une courte période peu de temps après le Big Bang mais avant que les premières étoiles réchauffent l'Univers froid et sombre. Les images de l'instrument IAC (Infrared Array Camera) du télescope spatial Spitzer ont fourni la preuve supplémentaire qu'il s'agissait d'une galaxie formant de jeunes étoiles dans la période des âges sombres.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/08

Le Meilleur du télescope spatial Hubble 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le laboratoire européen Columbus a achevé son voyage vers la Station spatiale internationale. Columbus a été officiellement arrimé au module Harmony à 22h44 CET ce lundi soir.

Aux commandes du bras télémanipulateur pour l'extraction et la mise en position finale du module européen, l'astronaute Léopold Eyharts, de l'ESA, a confirmé au contrôle de mission : « le module européen Columbus fait maintenant partie de l'ISS ».

Columbus a été installé au cours de la première sortie extravéhiculaire de la mission STS-122. A l'extérieur de l'ISS, les astronautes Rex Walheim et Stanley Love ont préparé le module pour son installation avant que le bras robotique de la Station ne soit utilisé pour l'amener en position.

« C'est encore un grand jour pour l'Agence spatiale européenne, un grand jour pour l'industrie européenne et un grand jour pour l'Europe en général, » a déclaré Alan Thirkettle, chef de programme de l'ISS à l'ESA.

« Maintenant que nous avons les éléments de quatre des partenaires internationaux à bord de l'ISS, la Station spatiale devient vraiment internationale. Nous avons hâte de voir le cinquième partenaire nous rejoindre à bord le mois prochain, » a-t-il ajouté.

L'écoutille entre l'ISS et le laboratoire Columbus sera ouverte pour la première fois le mardi 12 février. Cette première ouverture, partielle, du module est prévue à 14h50 CET. Portant un masque et des lunettes protectrices, Léopold Eyharts s'aventurera dans Columbus pour la toute première fois afin d'en démarrer l'activation. Le module sera pleinement ouvert aux astronautes à 20h55 CET.

Rex Walheim et l'astronaute de l'ESA Hans Schlegel continueront également la préparation du module Columbus quand ils effectueront la deuxième sortie de la mission STS-122 ce mercredi.

Source : ESA http://www.esa.int/esaCP/SEMSABUHJCF_France_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Grâce à l'observation d'échos de lumière, une équipe d'astronomes Français et Européens, dont des chercheurs de l'Observatoire de Paris, a mesuré à 1% près la distance d'une Céphéide -- une classe d'étoiles variables jouant un rôle important dans l'estimation des distances cosmiques.

Les images obtenues à l'aide du télescope NTT de 3,60 m de l'Observatoire Européen Austral (ESO), installé à l'Observatoire de La Silla (Chili), ont permis de suivre la progression des échos de la variation lumineuse de l'étoile dans la nébuleuse de poussière entourant l'étoile. Grâce à ces observations, il est possible de déduire la distance de la Céphéide à longue période RS Puppis (sa variation lumineuse a une période de 41,4 jours) avec une excellente précision.

Les Céphéides sont des étoiles pulsantes qui sont utilisées comme étalons de distance depuis près d'un siècle. La mesure de la distance de RS Pup est particulièrement importante, car contrairement à d'autres types de mesures, elle est purement géométrique et ne repose pas sur des hypothèses sur la physique en jeu dans l'étoile elle-même.

RS Puppis est une Céphéide brillante située dans la constellation australe de la Poupe. Avec une magnitude visible de 7, elle est facilement observable à l'aide de simples jumelles. Sa luminosité varie d'environ un facteur cinq tous les 41,4 jours.

RS Pup est une étoile dix fois plus massive que le Soleil, plus de 200 fois plus grande et en moyenne 15 000 fois plus lumineuse. Il s'agit de la seule Céphéide connue à être entourée d'une grande nébuleuse de poussière, qui réfléchit et diffuse la lumière émise par l'étoile.

La présence de cette nébuleuse permet aux astronomes de visualiser les échos de la variation lumineuse de l'étoile sur la poussière et de les utiliser pour calculer sa distance.

'La lumière qui a voyagé depuis l'étoile vers un grain de poussière de la nébuleuse pour finalement atteindre le télescope arrive avec un retard par rapport à celle qui a voyagé directement depuis l'étoile jusqu'au télescope', explique Pierre Kervella. 'De ce fait, la luminosité d'une zone particulière de la nébuleuse entourant RS Pup varie avec une courbe de lumière similaire à celle de l'étoile, mais retardée dans le temps.'

Ce retard est appelé 'écho de lumière' par analogie avec les échos créés par la réflection des ondes sonores (en montagne ou sur le fond d'un puits par exemple).

En mesurant précisément l'évolution de la luminosité des globules de poussière de la nébuleuse, les astronomes peuvent calculer la distance séparant ce globule de l'étoile centrale: il s'agit simplement du retard mesuré (en secondes), multiplié par la vitesse de la lumière (300 000 km/s). Connaissant cette distance et la séparation angulaire apparente sur le ciel entre le globule et l'étoile, il est possible de calculer immédiatement la distance nous séparant de l'étoile elle-même.

L'observation des échos de lumière sur plusieurs zones de la nébuleuse a donné une distance de 6500 années-lumière, avec une incertitude de seulement 90 années-lumière. L'apparence de la nébuleuse change de manière importante au cours du temps du fait de la propagation des échos lumineux.

'La connaissance de la distance d'une Céphéide avec une telle précision est cruciale pour l'étalonnage de la relation période-luminosité de cette classe d'étoiles', explique Pierre Kervella. 'Cette relation est encore aujourd'hui à la base de nombreuses déterminations de distances extragalactiques.'

La distance de RS Pup la place au quart de la distance entre le Soleil et le centre de la Voie Lactée, dans son plan.

L'équipe est composée de Pierre Kervella et Guy Perrin (LESIA, Observatoire de Paris), Antoine Mérand (Center for High Angular Resolution Astronomy, Atlanta, Georgie, USA), László Szabados (Observatoire de Konkoly, Budapest, Hongrie), Pascal Fouqué (Observatoire Midi-Pyrénées, Toulouse), David Bersier (Liverpool John Moores University, Royaume-Uni), et Emanuela Pompei (Observatoire Européen Austral).

Notes

[1] Les Céphéides sont des étoiles pulsantes très lumineuses dont la luminosité varie de manière très régulière. Le nom 'Céphéide' vient de l'étoile Delta Cephei, qui est située dans la constellation boréale de Céphée. Visible à l'oeil nu, elle fût la première étoile de ce type découverte au XVIIIè siècle par l'Anglais John Goodricke. Il y a près d'un siècle, l'astronome Américaine Henrietta Leavitt a publié la découverte d'une relation entre la période de variation des Céphéides et leur luminosité intrinsèque. Cette relation joue encore aujourd'hui un rôle très important pour l'estimation des distances extragalactiques.

[2] La nébuleuse entourant RS Pup a été découverte en 1961 par l'astronome Suédois Bengt Westerlund. Peu de temps après cette découverte, en 1972, l'américain Robert Havlen a publié la première étude de cette nébuleuse dans le journal européen Astronomy & Astrophysics, qui rapporte aujourd'hui les travaux de Kervella et al.

Références

'The long-period Galactic Cepheid RS Puppis - I. A geometric distance from its light echoes', P. Kervella et al. 2008, Astronomy & Astrophysics, sous presse

http://fr.arxiv.org/abs/0802.1501

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/feb08/RSPup.fr.shtml

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-05-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe d'astronomes japonais a résolu un disque circumstellaire autour de la jeune étoile légère FN Tau. La minuscule étoile est située dans une région de formation d'étoiles vers la constellation du Taureau (Taurus) à une distance de 460 années-lumière de la Terre. Ce groupe de recherche a employé l'instrument CIAO (Coronagraphic Imager with Adaptive Optics) au télescope Subaru pour imager directement FN Tau et le petit disque de matériel de formation de la planète l'entourant. Cette étoile a seulement 100 mille ans et pèse seulement un dixième du Soleil.

Pour information, un disque circumstellaire est un mélange de gaz et de poussières autour d'une jeune étoile nouvellement formée. Le disque accompagne pratiquement la plupart, si ce pas tous, des processus de formation d'étoiles comme le Soleil, et les planètes se forment généralement dans ce disque. Le disque peut également être désigné sous le nom de disque protoplanétaire (désigné simplement sous le nom de "disque" dans le texte suivant) parce que les particules solides à l'intérieur du disque se heurtent et se collent ensemble et se développent en planetésimaux, qui se percutent alors et accumulent par la suite assez de masse pour se stabiliser comme planètes. En réponse à ce scénario, l'étude des jeunes étoiles et leurs structures environnantes fournit des détails dans la formation des systèmes planétaires, et la recherche des planètes en dehors de notre Système solaire motive beaucoup l'astronomie moderne. Bien que des centaines aient été trouvées par des méthodes indirectes, être le premier à imager directement une planète extrasolaire est l'un des buts primaires de Subaru. Les résultats sur FN Tau montrent que Subaru est sur le bon chemin vers la découverte de planètes.

L'observation des disques protoplanétaires n'est pas simple parce qu'ils sont petits et plus faibles que leurs étoiles centrales. Jusqu'ici, il y a seulement quelques exemples qui ont été résolus pour montrer les structures des disques, et seulement deux d'entre eux sont pour des étoiles comme le Soleil. Jusqu'ici, le télescope Subaru s'est dirigé vers des disques plus massifs autour d'étoiles plus lourdes que le Soleil. Les chercheurs de FN Tau ont dirigé le télescope vers cette étoile moins massive en essayant de détecter le minuscule disque. Le record précédent d'imagerie directe de disque de la plus basse masse était autour de l'étoile TW Hya, qui est sept fois plus lourd que le disque de FN Tau. La petite taille dans cette étude est un grand bond dans la connaissance sur la formation de planète autour d'étoiles de plus faible masse.

L'étude de FN Tau a trouvé un épais et compact disque protoplanétaire approximativement circulaire, signifiant que les astronomes l'observaient presque de face. Son rayon est de 260 fois la distance Terre-Soleil, semblable à d'autres disques observés précédemment. Le disque est plutôt sans particularité, et n'a aucune anomalie ou asymétrie, telle que des anneaux, spirales, ou bras. La masse du disque a été estimée à 6% de l'étoile centrale FN Tau, et est de loin le moins massif détecté directement. En conséquence, la découverte actuelle est la combinaison du disque protoplanétaire le plus léger autour de l'étoile la moins massive.

Une des questions qui s'est posée pendant l'étude était quelle sorte de planètes peut s'être formée à partir du disque autour de FN Tau ? A ce jour, des astronomes dans le monde entier ont trouvé 270 planètes extrasolaires en utilisant la méthode de détection indirecte, et toutes sont principalement des planètes géantes comme Jupiter; la moins massive exoplanète est encore 5 fois plus lourde que la Terre. Parce qu'il entoure une plus petite étoile, le disque de FN TAu est censé contenir plus probablement des planètes comme la Terre. Le meilleur modèle utilisé pendant cette étude montre que le minuscule disque autour de FN Tau pourrait seulement produire des planètes comme la Terre. La théorie de formation de système planétaire prévoit aussi que le disque est capable de former des planètes plus légères que la Terre  à moins de 30 Unités Astronomiques (UA), la distance où nous trouvons des planètes dans notre Système solaire. Le manque d'objets plus lourds, tels qu'une planète de la taille de Jupiter, dans le système de disque de FN Tau est conforme aux prévisions théoriques des astronomes.

Pour l'avenir, les astronomes sont optimistes sur l'utilisation des plus récentes technologies du Subaru pour résoudre la structure détaillée du disque pour analyser la taille et la composition de la poussière, et aboutir à la première image d'une planète terrestre près de FN Tau.

Cette découverte est rapportée dans l'édition du 20 Janvier 2008 d'Astrophysical Journal Letters, volume 673, page L67.

http://www.subarutelescope.org/Pressrelease/2008/02/08/index.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Columbus, le laboratoire spatial scientifique de l'ESA, est en route pour la Station spatiale internationale (ISS).

Il a été lancé aujourd'hui du Centre spatial Kennedy (Cap Canaveral, Floride), à 20h45  heure de Paris, à bord de la navette spatiale Atlantis de la NASA. Pour cet aller simple vers l'orbite terrestre, Columbus a été confié aux mains expertes d'un équipage de sept astronautes, dont deux membres du Corps des astronautes européens, le Français Léopold Eyharts et l'Allemand Hans Schlegel.

Alors que Hans Schlegel rentrera au terme de la mission de 12 jours de la navette, Léopold Eyharts séjournera à bord de l'ISS pendant plus de deux mois au cours desquels il supervisera la recette en orbite du laboratoire Columbus de l'ESA et de ses installations expérimentales et se livrera à de nombreuses expériences.

Le samedi 9 février, à 18h23 heure de Paris, la navette spatiale Atlantis s'amarrera à l'ISS. Le lendemain, le bras robotique Canadarm2 de la Station extraira le module Columbus de la soute de la navette et l'arrimera à l'écoutille tribord du module Harmony (élément de jonction 2). Deux astronautes, dont Hans Schlegel, effectueront une sortie extravéhiculaire pour aider à cette manouvre.

Lorsque le module sera amarré et sécurisé, les opérations de recette en orbite commenceront sous la responsabilité de Léopold Eyharts qui deviendra alors membre à part entière de l'équipage résident de l'ISS. Les expériences scientifiques à bord de Columbus débuteront quelques heures plus tard.

Deux autres sorties dans l'espace sont prévues pendant qu'Atlantis sera amarrée à l'ISS, notamment une seconde sortie pour Hans Schlegel et un astronaute de la NASA, qui installeront des charges utiles scientifiques externes ainsi que des rampes sur le module Columbus.

Un laboratoire de pointe au service de la science en orbite

Fer de lance de la recherche, le laboratoire Columbus est la pierre angulaire de la contribution de l'Europe à l'ISS. Une fois amarré à cet avant-poste en orbite, ce module de 7 m de longueur et pesant 12,8 t offrira un environnement dans lequel des astronautes, en bras de chemise, exploiteront des équipements scientifiques et conduiront des expériences en impesanteur couvrant de nombreux domaines : sciences de la vie, physiologie et biologie humaines, physique des fluides, sciences des matériaux, technologie et enseignement. De plus, il disposera également de points d'ancrage externes pour des expériences axées sur les sciences spatiales, l'observation de la Terre, les matériaux et les technologies spatiales de pointe.

Avec le lancement et l'amarrage de Columbus, l'ESA deviendra également responsable de l'exploitation et de l'utilisation de l'ISS et sera donc admise à faire voler ses propres astronautes pour des missions de longue durée en leur qualité de membre de l'équipage résident de l'ISS, dans des proportions correspondant à l'investissement consenti par l'Europe pour cette installation internationale.

Columbus emporte 2,5 t de charges utiles scientifiques disposées dans cinq bâtis interne accueillant des installations de recherche intégrées ou des installations modulaires multi-utilisateurs comme Biolab, le Laboratoire de physique des fluides, les Modules de physiologie européens, le Bâti à tiroirs européen et le Module de transport européen. Deux autres charges utiles sont embarquées séparément dans la soute de la navette et seront fixées à des plates-formes extérieures de Columbus ; il s'agit de l'Observatoire solaire et de l'Installation européenne d'exposition au milieu spatial pour les recherches technologiques. D'autres charges utiles internes et externes seront ajoutées ultérieurement.

Dès son raccordement à l'ISS, le laboratoire spatial européen sera contrôlé et piloté par le Centre de contrôle Columbus de l'ESA, situé dans les locaux du Centre allemand d'opérations spatiales du DLR à Oberpfaffenhoffen (Allemagne), qui sera responsable de sa recette et de la coordination des opérations scientifiques à bord. Ce centre de contrôle spécialisé gérera également le réseau de télécommunications au sol, assurant les liaisons avec les centres de contrôle américain et russe ainsi qu'avec d'autres centres de contrôle des opérations en Europe. Un réseau de Centres de soutien et d'exploitation pour les utilisateurs (USOC) a été mis en place en Europe pour faciliter l'interface entre les chercheurs et les charges utiles scientifiques embarquées à bord de Columbus et permettre aux chercheurs de piloter leurs expériences et de recevoir les résultats en temps réel.

Des modules européens pour la Station

Bien que Columbus soit une contribution majeure de l'ESA à l'ISS, ce n'est ni le premier ni le dernier élément à être lancé. L'ESA a déjà fourni un système de gestion de données pour la composante russe (DMS-R) et plusieurs bâtis d'équipements de recherche sont déjà en service, comme la Boîte à gants pour la recherche en microgravité ou le Congélateur de laboratoire à -80° C pour l'ISS. Au titre d'un accord de compensation avec la NASA, l'ESA fournira également le module de raccordement à Harmony (élément de jonction 2) qui a été livré par le précédent vol de la navette en octobre. Debut mars, un lanceur Ariane-5 acheminera également le Jules Verne, premier d'une série de véhicules de transfert automatique qui serviront à la fois à la desserte et au rehaussement d'orbite de la station. D'autres contributions de l'Europe sont prévues dans l'avenir, y compris le bras télémanipulateur européen, l'élément de jonction 3 et la coupole, poste d'observation en forme de dôme.

M. Daniel Sacotte, Directeur des programmes Vols habités, Recherche en microgravité et Exploration, explique : « Le lancement de Columbus marque le début d'une ère nouvelle. Il y a longtemps que la communauté européenne des vols habités et des sciences spatiales attend ce moment. La décision de s'intéresser au projet Columbus a été prise en 1985. À cette date, nous envisagions une contribution au projet de station spatiale Freedom de la NASA. Puis, le monde a changé et Freedom a été repensé et est devenu un programme réellement international. Nous avons été à même d'engager le développement à grande échelle de Columbus il y a une douzaine d'années. Aujourd'hui, Columbus est une réalité, un laboratoire dans l'espace beaucoup plus performant que ce que nous avions proposé en 1985 et même que ce que nous avions envisagé en 1995; en effet, nous avons profité des retards d'assemblage de l'ISS pour améliorer nos études de conception et nos équipements. Columbus est aujourd'hui un laboratoire spatial de classe internationale, prêt pour 10 ans d'expériences scientifiques passionnantes. »

« Le moment où l'écoutille s'ouvrira et où les astronautes entreront dans Columbus pour le mettre sous tension et effectuer la recette de ses charges utiles scientifiques sera un grand moment pour l'Europe, et je vois ce jour se profiler dans un avenir très proche » a déclaré Jean-Jacques Dordain, Directeur général de l'ESA. « De nombreuses années se sont écoulées depuis le jour où nous avons confié notre laboratoire Spacelab à la navette spatiale. Avec Columbus et les ATV, nous sommes passés de l'état de passager à celui de partenaire à part entière. Pour la première fois, une installation européenne habitée sera exploitée en permanence en orbite, sous le contrôle d'un centre européen. Le savoir-faire que nous avons acquis pour arriver à ce stade revêtira une importance exceptionnelle lorsqu'il s'agira de préparer les futurs vols habités, en orbite terrestre et au-delà, avec nos partenaires internationaux. Je veux rendre hommage à toutes les équipes de l'ESA et des contractants industriels en Europe pour ce succès, ainsi qu'à tous les Etats membres de l'Agence spatiale européenne qui, malgré les changements de configuration de l'ISS intervenus au cours des années, auront apporté leur soutien pour que l'ESA devienne un partenaire parfaitement fiable dans cette aventure. Je profite de cette occasion pour remercier la NASA, son administrateur et toutes ses équipes engagées dans cette aventure extraordinaire, d'avoir fait tout son possible afin de maintenir un planning strict pour cette tâche difficile qu'est l'assemblage de la Station spatiale internationale ».

La navette Atlantis devrait quitter l'ISS le  16 février et atterrir en Floride deux jours plus tard.

Contrairement aux autres membres de l'équipage de la mission STS-122, Léopold Eyharts restera à bord de la station et échangera sa place avec Dan Tani, astronaute de la NASA, en tant que membre du 16ème équipage permanent de l'ISS. Lorsqu'il sera à bord de l'ISS, Léopold Eyharts procédera à la recette de Columbus et se livrera aux premières expériences à bord. Il reviendra sur Terre après un séjour de presque deux mois  avec le prochain vol de la navette (Mission STS-123), dont le lancement est actuellement prévu pour  le 11 mars 2008.

En fonction de la planification des vols à destination de l'ISS, Léopold Eyharts pourrait rester à bord de l'ISS lorsque l'ATV Jules Verne arrivera avec sa première cargaison de marchandises, d'ergols et de fluides pour la station. Ce sera de nouveau une grande première pour la présence de l'Europe dans l'espace extra-atmosphérique.

Source : ESA PR 7-2008 http://www.esa.int/esaCP/SEMSXA29R9F_France_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Pendant que MESSENGER survolait rapidement Mercure le 14 Janvier 2008, l'instrument (Narrow Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging System) a capturé cette image avant son approche au plus près de la planète. La scène est proche du terminateur de Mercure (la ligne entre le côté jour éclairé par le Soleil et le sombre côté nuit de la planète), où les ombres sont longues et les différences de taille accentuées, révélant les parois montantes des cratère qui dominent les planchers au dessous.

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Le grand cratère situé sur le côté droit dans la moitié inférieure de l'image est le cratère Sullivan, une structure d'environ 135 kilomètres de diamètre également vu pendant la mission Mariner 10. Un architecte américain influent, Louis Sullivan et son travail sont souvent associés à l'essor des gratte-ciel modernes, et ce cratère nommé en son honneur trouve un domicile convenable dans l'architecture géologique ancienne de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?gallery_id=2&image_id=160

Nouvelles du Ciel Flots de surprises [31/01/2008]

Nouvelles du Ciel Images du départ [29/01/2008]

Nouvelles du Ciel Plan rapproché sur le côté non vu auparavant de Mercure [28/01/2008]

Nouvelles du Ciel Longs escarpements [27/01/2008]

Nouvelles du Ciel Regard vers le nord [26/01/2008]

Nouvelles du Ciel Différentes vues [25/01/2008]

Nouvelles du Ciel Compter les cratères de Mercure [24/01/2008]

Nouvelles du Ciel Tableau de Matisse [23/01/2008]

Nouvelles du Ciel Mercure en couleur [23/01/2008]

Nouvelles du Ciel Vues fascinantes de la surface de Mercure [20/01/2008]

Nouvelles du Ciel Nouvelles vues de Mercure [18/01/2008]

Nouvelles du Ciel Mercure en détail [17/01/2008] 

Nouvelles du Ciel Premier coup d'oeil sur la face non vue auparavant de Mercure [16/01/2008]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un des anneaux de Saturne fait le nettoyage, absorbant le matériel jaillissant des fontaines sur la minuscule lune glacée Encelade de Saturne, selon de nouvelles observations du vaisseau spatial Cassini.

L'anneau A de Saturne et Encelade sont séparés de 100.000 kilomètres, pourtant il y a un lien physique entre les deux," commente le Dr. William Farrell du GSFS (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md) de la NASA. Avant Cassini, on a cru que les deux corps étaient des entités séparées et distinctes, mais les observations uniques de Cassini indiquent qu'Encelade fournit réellement une partie de sa masse directement au bord externe de l'anneau A." Farrell est l'auteur principal d'un papier sur cette découverte qui est apparue dans Geophysical Research Letters du 23 Janvier.

C'est le dernier phénomène étonnant lié aux geysers de glace d'Encelade à être découvert ou confirmé par des scientifiques de Cassini. Plus tôt, les geysers se sont avérés être responsables du contenu de l'anneau E. Ensuite, l'entier environnement magnétique de Saturne s'est avéré être surchargé par le matériel se répandant d'Encelade, qui devient le plasma -- un gaz de particules électriquement chargées. Maintenant, les scientifiques de Cassini confirment que le plasma, qui crée un nuage en forme de beignet autour de Saturne, est attrapé par l'anneau A de Saturne, qui agit comme une éponge géante où le plasma est absorbé.

Tiré de l'intérieur d'Encelade, les particules de gaz deviennent électriquement chargées (ionisées) par la lumière du Soleil et les collisions d'autres atomes et électrons. Une fois électriquement chargées, les particules sentent la force magnétique et sont balayées dans l'espace autour de Saturne sous l'influence du champ magnétique puissant de la planète. Là, elles sont emprisonnées par les lignes de champ magnétique de Saturne, rebondissant d'un pôle à l'autre. L'amusement s'achève, toutefois, si leur chemin de rebondissement les achemine vers l'intérieur de Saturne vers l'anneau A. Là, elle sont bloquées, devenant essentiellement une partie de l'anneau. "Une fois qu'elles sont vers l'anneau externe A, elles sont coincées," ajoute Farrell.

"C'est un exemple de la façon dont les anneaux de Saturne atténuent l'environnement global de rayonnement autour de la planète, épongeant les particules de faible et de grande énergie," indique Farrell. En revanche, Jupiter n'a aucun anneau dense pour absorber les particules de grande énergie, de sorte que l'environnement de rayonnement extrêmement élevé de la planète persiste.

Les observations de Cassini confirment une prévision faite par le Dr. John Richardson et le Dr. Slobodan Jurac du MIT (Massachusetts Institute of Technology). Au début des années 1990, les observations du télescope spatial Hubble ont révélé la présence d'un grand corps de molécules liées à l'eau en orbite à environ 240.000 kilomètres de la planète. Richardson et Jurac ont modélisé ce nuage d'eau et démontré qu'il pourrait migrer vers l'intérieur vers l'anneau A. "Nous avons compté sur leurs prévisions pour nous aider à interpréter nos données," note Farrell. "ils l'ont prévu, et nous le voyions."

Au moment de leur prévision, la source du nuage d'eau était inconnue. La source n'était pas été identifiée jusqu'en 2005 quand Cassini a découvert les geysers étonnants émis par Encelade.

Les données pour la découverte que l'anneau A de Saturne agit comme une éponge ont été collectées en Juillet 2004 quant Cassini est arrivé en orbite autour de Saturne, faisant son survol le plus proche au-dessus de l'anneau A. "Nous avons volé au ras du dessus de ce fin d'anneau," note Farrell.

Les points chauds sur le mur intérieur du nuage de plasma -- la partie heurtant l'anneau A -- émettaient des signaux radio. Ces signaux se sont comportés comme une sorte de balise radio naturelle, indiquant la densité locale de plasma au bord intérieur du nuage. Les signaux ont été détectés par l'instrument RPW (Radio and Plasma Wave) de Cassini. L'équipe a utilisé ces signaux pour surveiller la densité du plasma (plus la fréquence est haute, plus la densité est grande) et par conséquent pour être témoin du changement de la densité de gaz avec le temps.

"Lorsque nous avons approché l'anneau A, la fréquence a chuté, impliquant que la densité de plasma descendait parce qu'elle était absorbée par l'anneau," commente Farrell. "Ce qui a vraiment conduit vers ce lieu a été ce qui est arrivé au signal quand nous sommes passé au-dessus d'une lacune dans les anneaux, appelée la division de Cassini. Là, la fréquence est passée à 1, impliquant que la densité de plasma montait parce que le plasma s'échappait à travers la lacune."

http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/saturn_sponge.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Mars est sur le point de se rapprocher de la 3D, comme jamais auparavant, grâce aux données de l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) de Mars Express. Un nouvel ensemble de données en haute résolution du DTM (Digital Terre Model) qui a tout juste été publié sur l'Internet, permettra aux chercheurs d'obtenir de nouvelles informations sur la planète rouge en 3D.

Les DTMs permettent aux scientifiques de "se tenir" sur les surfaces planétaires. Bien que les images ordinaires peuvent donner des vue d'ensemble spectaculaires, elles peuvent seulement donner une partie de l'image. Elles omettent la topographie, ou l'élévation verticale des environnements. C'est là où Mars Express intervient.

Le HRSC a été particulièrement conçu pour fournir ces informations et, après des années de traitements informatiques spécialisés, la première publication complète des données 3D d'une grande partie de la surface martienne est maintenant prête. "Comprendre la topographie de Mars est essentiel pour comprendre sa géologie," commente le professeur Gerhard Neukum (Freie Universität (FU) Berlin, Allemagne), investigateur principal pour le HRSC.

Le DTM peut immédiatement indiquer aux chercheurs la pente des flancs de coteau ou la taille des falaises, l'altitude et pente des écoulements de lave ou des plaines de désert. "Ces données sont essentielles pour comprendre comment l'eau ou la lave a coulé à travers Mars," ajoute Neukum.

Elles aident également les scientifiques planétaires à mieux interpréter d'autres données, par exemple les résultats du radar MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding ). "Une fois que nous savons où se trouve la surface, nous pouvons correctement interpréter les échos radar que nous obtenons du dessous d'elle," note le scientifique de l'ESA Angelo Rossi, membre de l'équipe du HRSC.

Le DTM de Mars Express est le jeu de données topographiques le plus détaillé jamais publié pour Mars. Sa publication a été rendue possible en traitant différentes bandes d'image prises par le HRSC pendant que Mars Express parcourait son orbite. Les différentes bandes sont alors assemblées en mosaïques qui couvrent de grandes régions. Les images en haute résolution utilisées ont une résolution de 10 mètres par pixel. Les données d'altitude du DTM dérivées de ces images sont fournies en pixels jusqu'à 50 m, avec une exactitude de taille de 10 mètres.

L'orbite de Mars Express détermine la résolution de ses images. Quand le vaissseau spatial est le plus proche de la surface, il peut prendre les photos les plus détaillées. "Puisque la mission continue, nous complétons graduellement les lacunes et rassemblons des données en haute résolution autant que possible," ajoute Neukum.

L'équipe projette d'ajouter plus de données aux DTMs pour étendre la surface couverte puisque Mars Express continue sa mission jusqu'à au moins 2009 et que le HRSC continue son examen minutieux unique de la planète.

http://www.esa.int/esaSC/SEM8Q2PR4CF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La galaxie elliptique NGC 1132 révèle le résultat final de ce qui peut avoir été un groupe de galaxies qui a fusionné ensemble dans un passé récent. Une autre possibilité est que la galaxie s'est formée isolément, en solitaire, dans un Univers enflammé avec des groupes et des amas de galaxies.

Cette image de NGC 1132 a été prise avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble. Des données obtenues en 2005 et 2006 par les filtres vert et proche infrarouge ont été utilisées pour créer cette image.

NGC 1132 est située approximativement à 318 millions d'années-lumière dans la constellation de l'Eridan (Eridanus).

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2008/07/image/a

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/ngc1132/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Venus Express a récemment 'épluché' les nuages épais autour de Vénus pour fournir la carte la plus précise et la plus étendue de la vapeur d'eau et d'autres gaz dans l'atmosphère inférieure à ce jour.

Comme planète, Vénus ne rayonne pas une quantité significative de lumière visible. Mais en raison des températures cuisantes au-dessous de son épaisse couche de nuages, atteignant 200°C à une altitude de 35 kilomètres et de plus de 450°C sur la surface, il y a beaucoup de rayonnement infrarouge venant du dessous.

A certaines longueurs d'onde, ou fenêtres infrarouges, ce rayonnement peut passer à travers les nuages épais, diffusant l'information sur ce qui se trouve au-dessous. Par exemple, son intensité, et comment elle augmente ou diminue à certaines longueurs d'onde, peut nous en dire beaucoup sur la composition de l'atmosphère.

Grâce à la capacité unique de son spectromètre VIRTIS à utiliser ces fenêtres spectrales, Venus Express a cartographié l'atmosphère lors de nombreuses orbites et a couvert l'atmosphère inférieure pour la première fois.

L'atmosphère de Venus est dominée par le dioxyde de carbone mais quant VIRTIS a regardé, Il a détecté la signature de monoxyde de carbone, une trouvaille peu commune dans l'atmosphère profonde de la planète. Regardant plus loin, dans une résolution plus élevée, les scientifiques ont également trouvé du sulfure de carbone et de la vapeur d'eau. Depuis le début des années 1980 ces molécules étaient connues pour exister sur Vénus, mais avant Venus Express elles n'avaient jamais été mesurées et cartographiées si abondammen et si exactement.

Le monoxyde de carbone est d'une telle rareté sur Vénus qu'il peut être utilisé comme traceur pour surveiller les modèles de circulation dans l'atmosphère. C'est comme étudier l'écoulement de l'encre fluorescente que l'on laisse tomber dans un liquide pour révéler le modèle de circulation dans le liquide lui-même.

La présence du sulfure de carbone est habituellement liée à l'oxyde de carbone : partout où le sulfure de carbone est abondant, il y aura peu d'oxyde de carbone et vice versa. Les observations passées ont déjà suggéré que c'est le cas, et VIRTIS a cartographié la distribution avec une plus grande exactitude.

Les résultats confirment ce que les modèles météorologiques ont montré : qu'une telle relation inverse entre l'abondance de molécules est due à la circulation à grande échelle de l'atmosphère. L'air s'élève à l'équateur à des altitudes plus élevées et se déplace vers des latitudes plus élevées, nord et sud, où il descend, transportant les gaz lorsqu'il avance.

L'existence et l'abondance de vapeur d'eau dans l'atmosphère de Vénus a été un sujet de discussion pendant de nombreuses années parce qu'il est très difficile de surveiller la molécule dans l'atmosphère inférieure depuis l'espace. Venus Express a maintenant détecté et mesuré et cartographié la quantité de vapeur d'eau dans l'atmosphère inférieure, avec une résolution spatiale sans précédent.

http://www.esa.int/esaSC/SEMMJ432VBF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Jin Beize (Beijing Technology and Business University) a annoncé la découverte d'une comète par Tao Chen (Suzhou City, province de Jiangsu, Chine) sur une image CCD prise le 01 Février 2008 par Xing Gao (Urumqi, province de Xinjiang) avec un appareil-photo Canon 350D et objectif 200 millimètres à f/2.8 à l'Observatoire Xingming (Mt Nanshan, dans la province chinoise de Xinjiang) dans le cadre du Xingming Observation Nova Survey. Les images de la comète ont été identifiée sur les premières photos qui avaient été prises par Gao le 30 Janvier, lorsque la comète était de magnitude 14.0, et le 31 Janvier lorsque la comète était de magnitude 13.5. Gao a obtenu des images de confirmation le 02 Février, montrant que son éclat continuait d'augmenter.

Quelques heures seulement après l'annonce de Jin Beize sur la Comets Mailing List afin d'obtenir une confirmation par d'autres astronomes, la comète a belle et bien été confirmée par de nombreux observateurs.

http://asteroblog.blogspot.com/2008/02/neocp-object-xm08aa-confirmation.html

http://www.macres.pl/gallery/new/slides/new-07X.html

http://www.astrogeo.va.it/astronom/asteroidi/XM08AA_20080202.jpg

Après Terry Lovejoy (Thornlands, Queensland, Australie) a qui l'on doit la découverte le 26 Mai 2007 de la comète C/2007 K5 (Lovejoy), c'est la seconde fois qu'une comète est découverte avec ce type de matériel.

Tao Chen et Xing Gao sont des astronomes amateurs, âgés de 29 et 34 ans. Xing Gao est professeur de physique à Urumqi et possède et exploite le télescope de 70mm qui se trouve sur le Mt Shanshan. Xing Gao a à son actif la découverte de plusieurs comètes sur les images transmises par le coronographe LASCO C2 du satellite SOHO.

Tao Chen lui apporte son aide pour l'analyse des images.

L'Observatoire de Xing Gao est nommé en l'honneur de Xing-Ming Zhou, l'un des chasseurs de comètes amateurs les plus connus décédé à l'âge de 39 ans dans un accident de la route le 05 Août 2004. http://home.earthlink.net/~tonyhoffman/xingming.htm

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 C1 (Chen-Gao) indiquent un passage au périhélie le 17 Avril 2008 à une distance de 1,2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08C16.html (MPEC 2008-C16)
 

D'après les paramètres orbitaux actuels de la comète C/2008 C1 (Chen-Gao), celle-ci passera à proximité de Mirfak le 14 Mars 2008 (à  mag 12.0), et sera (à mag 11.8) à proximité de la comète 17P/Holmes la nuit du 28 au 29 Mars.

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 16 avril 2008 à une distance de 1,2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08C63.html (MPEC 2008-C63)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008C1.html

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

L'objet diffus trouvé par Andrea Boatitini sur les images du Catalina Sky Survey prises le 01 Février 2008, a été confirmé par les observations ultérieures, et relié par la suite par Tim Spahr avec un objet ayant l'apparence d'un astéroïde trouvé par le Catalina le 03 Novembre 2007.

Les éléments orbitaux de la comète P/2007 VQ11(Catalina) indiquent un passage au périhélie le 13 Février 2008 à une distance de 2,7 UA du Soleil, et une période de 12,58 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08C02.html (MPEC 2008-C02)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2007VQ11.html

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