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Mapping Titan's Global Wind Patterns

Publiée le 26 Février 2009

Les scientifiques ont utilisé les données du radar de Cassini pour cartographier le modèle de vent global sur la lune Titan de Saturne en utilisant les données collectées sur une période de quatre années.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11801

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/20090226titandunes/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image profonde de la magnifique nébuleuse planétaire Helix a été obtenue en utilisant l'instrument WFI (Wide Field Imager) à l'Observatoire de la Silla de l'ESO. L'image montre un riche fond de galaxies lointaines, habituellement non vu dans d'autres images de cet objet.

La Nébuleuse Helix (l'Hélice), NGC 7293, se tient à environ 700 années-lumière dans la constellation du Verseau (Aquarius). C'est l'un des exemples les plus proches et les plus spectaculaires d'une nébuleuse planétaire. Ces objets exotiques n'ont rien à voir avec des planètes, mais sont le resplendissant final d'étoiles comme le Soleil avant leur départ à la retraite en tant que naine blanche. Les enveloppes de gaz sont soufflées de la surface de l'étoile, souvent dans de complexes et beaux motifs, et brillent sous la cruelle radiation ultraviolette de la faible mais très chaude étoile centrale. L'anneau principal de l'Hélice est d'environ deux années-lumière de large ou de la moitié de la distance entre le Soleil et son voisin stellaire le plus proche.

En dépit d'être photographiquement très spectaculaire, l'Hélice est dure à voir visuellement car sa lumière est faible, répartie sur une grande surface du ciel et l'histoire de sa découverte est plutôt obscure. Elle apparaît d'abord dans une liste de nouveaux objets compilés par l'astronome allemand Karl Ludwig Harding en 1824. Le nom d'Hélice vient de la forme approximative de tire-bouchon vue dans les premières photographies.

Bien que l'Hélice ressemble beaucoup à un beignet, les études ont montré qu'elle se compose probablement au moins de deux disques séparés avec des anneaux externes et des filaments. Le disque intérieur plus lumineux semble s'étendre à environ 100.000 km/h et avoir mis environ 12.000 ans pour se former.

Parce que l'Hélice est relativement proche - elle couvre un secteur du ciel d'environ un quart de la Pleine Lune - elle peut être étudiée en beaucoup plus de détails que la plupart des autres nébuleuses planétaires et s'est avérée avoir une structure inattendue et complexe. Tout autour de l'intérieur de l'anneau se trouvent de petites gouttes, connues sous le nom de « noeuds cométaires », avec de faible queues se prolongeant à partir de l'étoile centrale. Elles ressemblent étonnamment à des gouttelettes de liquide qui s'écoulent d'une feuille de verre. Bien qu'ils semblent minuscules, chaque noeud est environ aussi grand que notre Système solaire. Ces noeuds ont été intensivement étudiés, avec le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO et avec le télescope spatial Hubble, mais restent seulement partiellement compris. Un examen minutieux de la partie centrale de cet objet révèle non seulement les noeuds, mais également beaucoup de galaxies distantes vues directement à travers le diffus gaz rougeoyant. Certaines d'entre elles semblent être réunies dans des groupes de galaxies répartis sur différentes parties de l'image.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-07-09.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Venus Express de l'ESA a observé une lueur mystérieuse dans l'atmosphère de nuit de Vénus. Cette lumière infrarouge vient de l'oxyde nitrique et montre aux scientifiques que l'atmosphère de la voisine la plus proche de la Terre est un endroit capricieux de forts vents et de turbulence.

Malheureusement, la lueur sur Vénus ne peut pas être vue à l'oeil nu parce qu'elle se produit aux longueurs d'onde invisibles de l'infrarouge. Venus Express de l'ESA, cependant, est équipé de l'instrument VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer), qui peut voir ces longueurs d'onde.

VIRTIS a fait deux détections sans équivoque de la soi-disant lueur nocturne (nightglow) pour l'oxyde nitrique chez Vénus. C'est la première fois que de telles détections infrarouges ont été faites pour n'importe quelle planète et elles fournissent un nouvel aperçu dans l'atmosphère de Vénus.

« La lueur nocturne peut nous donner beaucoup d'information, » note Antonio García Muñoz, qui était à l'Université Nationale Australienne quand la recherche a été effectuée ; il est maintenant à l'Instituto de Astrofísica De Canarias, Tenerife, Espagne. « Elle peut fournir des détails sur la température, la direction du vent, la composition et la chimie d'une atmosphère. »

La lueur nocturne est finalement provoquée par la lumière UV du Soleil, qui s'écoule dans l'atmosphère d'une planète et brise les molécules en atomes et d'autres molécules plus simples. Les atomes libres peuvent se recombiner à nouveau et, dans des cas spécifiques, la molécule résultante est dotée d'une certaine énergie supplémentaire qui est perdue par la suite sous forme de lumière. Sur le côté jour de la planète, tous les atomes qui retrouvent leur chemin ensemble sont éclipsés par la lumière du Soleil tombant dans l'atmosphère.

Mais sur le côté nuit, où des atomes sont transportés par une circulation journalière vigoureuse, la lueur peut être vue avec des instruments appropriés, tels que VIRTIS.

On n'a jamais observé une lueur nocturne d'oxyde nitrique dans l'infrarouge dans les atmosphères de Mars ou de la Terre, bien que nous savons que les molécules nécessaires d'oxyde nitrique sont présentes parce qu'elles ont été observées dans l'ultraviolet.

La lueur nocturne sur Vénus a été vue aux longueurs d'onde infrarouges auparavant, trahissant les molécules d'oxygène et le radical hydroxyle, mais c'est la première détection d'oxyde nitrique à ces longueurs d'onde. Elle offre des données sur l'atmosphère de Vénus qui se trouve au-dessus des nuages à environ 70 kilomètres. Les émissions d'oxygène et d'hydroxyle viennent de 90-100 kilomètres, tandis que l'oxyde nitrique vient d'une altitude de 110-120 kilomètres.

Cependant, même VIRTIS ne peut pas voir la lueur nocture d'oxyde nitrique tout le temps parce qu'elle est souvent juste trop faible. « Heureusement pour nous, Vénus a une atmosphère capricieuse, » dit García Muñoz, « Des paquets d'atomes d'oxygène et d'azote sont soufflés autour. » Parfois ceux-ci deviennent assez denses pour amplifier l'éclat de la lueur nocturne, la rendant visible à VIRTIS.

Venus Express peut observer les trois émissions de lueur nocturne simultanément, et ceci provoque un mystère. Les lueurs nocturnes des différentes molécules ne se produisent pas nécessairement ensemble. « Peut-être quand nous aurons plus d'observations, nous comprendrons la corrélation entre elles, » dit García Muñoz.

Afin de faire cela, l'équipe de VIRTIS prévoit de continuer la surveillance de la planète, accumulant une base de données de ce phénomène fascinant.

Cela souligne également un nouveau mystère. « Ces résultats montrent qu'il pourrait y avoir au moins deux fois autant hydrogène dans l'atmosphère de Vénus que nous l'avons pensé, » dit Delva. Les ions d'hydrogène détectés pourraient exister dans des régions atmosphériques hautes au-dessus de la surface de la planète ; mais la source de ces régions est inconnue.

Aussi, comme une vraie dame, Vénus garde toujours une partie de son mystère.

Référence

'The near-infrared nitric oxide nightglow in the upper atmosphere of Venus' par A. García Muñoz, F. P. Mills, G. Piccioni, et P. Drossart.

Proceedings of the National Academy of Science Journal, 27 Janvier 2009.

http://www.esa.int/esaSC/SEMWZ3XX3RF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Grâce à la méthode des transits planétaires, plus de quarante planètes extrasolaires gazeuses analogues à Jupiter ou Neptune ont été découvertes depuis dix ans, orbitant à moins de 0.1 UA de leur étoile centrale (1). Une équipe constituée d'astronomes de l'Observatoire de Paris et du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (ENS Lyon, Université de Lyon) a montré que toutes ces planètes avaient une orbite instable à cause des effets de marées intenses entre l'étoile et la planète, conduisant à une collision inéluctable entre les deux corps en des temps extrêmement brefs, par rapport à la durée de vie du système. Cette découverte relance le débat sur le mode de formation et d'évolution des systèmes planétaires extra-solaires découverts jusqu'à présent.

L'influence des effets de marées sur l'orbite et les vitesses de rotation de deux corps en interaction gravitationnelle est bien connue dans le Système Solaire, en particulier dans les systèmes composés d'une planète et d'un satellite. Une partie de l'énergie mécanique du système est dissipée et perdue par friction mécanique au sein des corps et tend progressivement à rendre leur orbite circulaire et à synchroniser leur période de rotation propre avec la période de révolution orbitale comme peut l'illustrer en partie l'histoire du système Terre-Lune. Toutefois, cette évolution progressive vers un tel état d'équilibre n'est possible que parce que le moment cinétique total du système est plus grand qu'une valeur critique qui ne dépend que de la masse des corps, de leur répartition et de la constante de gravitation universelle (2). Dans le cas contraire, les deux corps tendent irrémédiablement à se rapprocher et à rentrer ultimement en collision.

En étudiant ainsi la destinée de l'ensemble des planètes extra-solaires dénommées «en transit » et détectées par la baisse d'éclat de leur étoile à l'occasion de leurs passages réguliers devant elle, les astronomes français ont découverts que la totalité de ces planètes était appelée à venir mourir tragiquement lors d'une future collision avec leur étoile centrale (Figure 1). Une mise à jour de cette étude montre que les planètes en transit découvertes récemment par le satellite CoRot devraient subir également le même sort.

Pour évaluer le temps de vie restant de ces systèmes planétaires, des simulations numériques de l'évolution de leur orbite ont été conduites en utilisant des modèles traditionnels d'effets de marées pour des planètes gazeuses (Figure 2). De façon surprenante, ces durées varient entre seulement quelques dizaines de millions d'années et quelques milliards d'années, ces premiers étant étonnamment courts par rapport à l'âge des systèmes proche de quelques milliards d'années. Les simulations ont aussi montré que, contrairement aux idées reçues dans la communauté astrophysique, l'excentricité de l'orbite ne diminuait significativement que lors de la phase finale relativement brutale de rapprochement des deux corps avant la collision, du fait de la grande sensibilité des effets de marées à la distance entre les corps.

Ces résultats relancent pleinement le débat sur la formation et l'évolution de ces systèmes extra-solaires. En effet, la plupart de ces systèmes ont actuellement des orbites quasi-circulaires, ce qui suggère, d'après les précédentes conclusions, que nous aurions l'immense privilège d'observer la quasi-totalité de ces planètes en train de tomber sur leur étoile ! La probabilité d'un tel évènement étant a priori très faible, cela signifie que ce ne sont pas les effets de marées entre l'étoile et la planète les responsables de la circularisation de leur orbite. La circularisation pourrait alors résulter de processus plus anciens comme des interactions entre la planète et le disque proto-planétaire primordial, par exemple. Les autres possibilités pouvant expliquer l'observation de ces planètes sur des orbites instables pourraient être une méconnaissance des échelles de temps des mécanismes de dissipation des effets de marées au sein de corps gazeux ou la présence de compagnons planétaires encore non détectés préservant la stabilité orbitale de la première planète. Cette dernière hypothèse devrait bientôt pouvoir être vérifiée lors des prochaines campagnes d'observation de ces systèmes.

Notes:

(1) UA = unité astronomique = distance Soleil-Terre, 149,6 millions de km.

(2) Le moment cinétique total du système planétaire étoile-planète est la somme du moment cinétique orbital et des moments cinétiques angulaires de l'étoile et de la planète dus à leur rotation propre. Il est constant au cours du temps pour un système binaire considéré comme isolé.

(3) 1 Gyr = 1 milliard d'années et 1 Myr = 1 million d'années.

Référence

Falling transiting extrasolar giant planets

Astrophysical Journal Letters, 692, L9-L13, 10 Février 2009
B. Levrard, C. Winisdoerffer & G. Chabrier

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/feb09/exop.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2001 CV8 = 2009 D1 (LINEAR)

Jim V. Scotti (LPL/Spacewatch II) a annoncé sa redécouverte de la comète périodique P/2001 CV8 (LINEAR) les 19 et 20 Février 2009.

La comète P/2001 CV8 (LINEAR) avait été découverte en tant qu'astéroïde par LINEAR le 01 Février 2001 et avait reçu comme tel la désignation de 2001 CV8, avant de révéler sa nature cométaire lors d'observations supplémentaires.

Les éléments orbitaux de la comète P/2009 D1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 10 Octobre 2008 à une distance de 2,16 UA du Soleil, et une période de 7,66 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09D39.html (MPEC 2009-D39)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2009 D1 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 216P/LINEAR en tant que 216ème comète périodique numérotée.

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0216P.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

Cette image composée du reste de supernova de Tycho combine des observations en rayons X et en infrarouge obtenues avec l'Observatoire de rayons X Chandra et le télescope spatial Spitzer, respectivement, et de l'Observatoire Calar Alto, en Espagne. Elle montre la scène plus de quatre siècles après l'explosion brillante d'étoile dont Tycho Brahe et d'autres astronomes ont été témoins de cette époque.

L'explosion a laissé un nuage brûlant de débris en expansion (en vert et jaune) visible dans les rayons X. L'emplacement des électrons ultra-énergiques dans l'onde choc externe du souffle peut également être vu dans les rayons X (la ligne circulaire bleue). La poussière nouvellement synthétisée dans le matériel éjecté et la poussière préexistante réchauffée du secteur autour de la supernova rayonne aux longueurs d'onde infrarouges de 24 microns (en rouge). Les étoiles de premier plan et de fond dans l'image sont blanches.

Oliver Krause, du Max Planck Institute for Astronomy en Allemagne, a récemment étudié la lumière réfléchie de l'explosion de supernova vue par Brahe. L'utilisation de ces « échos de lumière » - non représentés sur cette figure - a confirmé les précédents soupçons que l'explosion était une supernova de Type Ia. Ce type de supernova est généralement censé être provoqué par l'explosion d'une étoile naine blanche dans un système d'étoiles binaires.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/tycho/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le sursaut gamma le plus violent jamais observé a été détecté par le « Fermi Gamma-ray Space Telescope », observatoire spatial en rayons gamma. L'énergie totale libérée, la vitesse d'éjection lors de l'explosion et l'énergie extrême de la lumière émise sont exceptionnelles. Cinq équipes françaises de l'IN2P3/CNRS (1), du CEA(2) et Université Paris Diderot (2), et de l'INSU/CNRS (3) ont participé à l'analyse et l'interprétation de ces résultats publiés dans la revue Science Express du 19 février 2009.

Les sursauts gamma sont de fulgurantes bouffées de rayons gamma qui peuvent durer d'une fraction de seconde à quelques minutes, généralement suivies d'une émission rémanente plus faible sur plusieurs jours. La plupart des sursauts proviendrait de l'effondrement en trou noir du coeur d'étoiles très massives à la fin de leur vie. La formation du trou noir s'accompagne d'une violente éjection de plasma qui expulse une partie de la matière de l'étoile sous forme d'un jet filant à une vitesse très proche de celle de la lumière (4).

Apparu dans la constellation de la Carène, le sursaut GRB 080916C a été enregistré par les deux instruments de Fermi. De par leur très grande couverture en énergie (de 10 000 eV à plus de 10 milliards d'eV), ils constituent un observatoire des sursauts gamma unique au monde. Le détecteur « Gamma-ray Burst Monitor » a fourni l'alerte initiale à basse énergie et le « Large Area Telescope » a permis de l'étudier à haute énergie. Les rayons les plus extrêmes qui ont quitté la source transportaient 30 milliards de fois plus d'énergie que la lumière visible.

Un troisième instrument au sol, le Gamma-Ray Burst Optical/Near-Infrared Detector (GROND), a détecté GRB 080916C dans sa phase d'émission rémanente. Ces observations à différentes longueurs d'ondes ont permis d'estimer sa distance à environ 12,2 milliards d'années-lumière, ce qui le rend extraordinaire par sa formidable puissance. Les scientifiques ont estimé (5) que cette dernière dépasse celle de 8000 supernovae, avec l'équivalent énergétique (6) de 5 masses solaires émis en moins de 60 secondes sous forme de rayons X et gamma. Au sein du jet, la matière fut expulsée à plus de 99,9999 % de la vitesse de la lumière. Toutes ces propriétés font de ce sursaut gamma le plus violent de tous les objets célestes jamais observés.

Les scientifiques de Fermi ont également observé un retard d'environ 5 secondes dans les temps d'arrivée des rayons gamma de différentes énergies. Un tel décalage, déjà observé sur un autre sursaut, pourrait signifier que les basses et hautes énergies sont produites dans des régions distinctes du jet et ainsi conduire à mieux cerner les mécanismes d'accélération des particules qui y sont à l'oeuvre.

Les rayons gamma résultent des phénomènes les plus extrêmes de l'Univers. Les objets célestes associés à ces phénomènes, mettant en jeu des quantités d'énergie inimaginables, sont le siège d'accélération de particules à très haute énergie. La liste de tels objets inclut les jets des noyaux actifs de galaxies, les vestiges de supernovae, les pulsars, et les sursauts gamma, notamment. Depuis le lancement du satellite à l'été 2008, Fermi repousse les limites d'observation de l'Univers lointain.

Le « Fermi Gamma-ray Space Telescope » de la NASA est développé en collaboration avec le Département de l'Energie américain, avec d'importantes contributions d'instituts et partenaires en France, Allemagne, Italie, Japon, Suède et aux Etats-Unis.

Notes :

(1) LLR : Laboratoire Leprince-Ringuet (CNRS/École Polytechnique), CENBG : Centre d'études nucléaires de Bordeaux-Gradignan (CNRS/Université de Bordeaux 1), LPTA : Laboratoire de physique théorique et astroparticules (CNRS/Université Montpellier 2).

(2) IRFU : Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers, Service d'Astrophysique (SAp), Laboratoire AIM (CEA/Université Paris Diderot/CNRS) et Service d'Electronique des détecteurs et d'Informatique (Sédi), Saclay.

(3) Centre d'Étude spatiale des rayonnements (CNRS/Université Toulouse 3).

(4) L'émission initiale résulterait des ondes de chocs qui accélèrent les particules au sein du jet, et l'émission rémanente proviendrait du freinage de ce dernier dans sa course à travers les nuages interstellaires environnants.

(5) La taille du cône du jet de matière étant extrêmement difficile à mesurer, les scientifiques calculent souvent la puissance des sursauts gamma en supposant que l'énergie a été libérée dans toutes les directions.

(6) selon la célèbre formule E = mc2 d'Einstein.

Références :

A. A. Abdo, et al., « Fermi Observations of High-Energy Gamma-Ray Emission from GRB 080916C », Science Express, 19 février 2009

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1538.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe d'astronomes français a capturé une des images les plus nettes en couleur jamais faites. Ils ont observé l'étoile T Leporis, qui apparaît, dans le ciel, aussi petite qu'une maison de deux étages sur la Lune [1]. L'image a été prise avec le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de l'ESO, imitant un télescope virtuel d'environ 100 mètres de large, et révèle une coquille moléculaire sphérique autour d'une étoile âgée.

"C'est l'une des premières images faites en utilisant l'interférométrie en proche infrarouge," commente l'auteur principal Jean-Baptiste Le Bouquin. L'interférométrie est une technique qui combine la lumière de plusieurs télescopes, ayant pour résultat une vision aussi nette que celle d'un télescope géant avec un diamètre égal à la plus grande séparation entre les télescopes utilisés. Réaliser ceci exige des composants du système du VLTI d'être placés à une précision d'une fraction d'un micromètre sur environ 100 mètres et d'être maintenus ainsi dans toutes les observations - un défi technique formidable.

Quand ils font de l'interférométrie, les astronomes doivent souvent se contenter de franges, le motif caractéristique de lignes foncés et lumineuses produit quand deux faisceaux de lumière se combinent, duquel ils peuvent modeler les propriétés physiques de l'objet étudié. Mais, si on observe un objet sur plusieurs cessions avec différentes combinaisons et configurations de télescopes, il est possible de placer ces résultats ensemble pour reconstruire une image de l'objet. C'est ce qui a été maintenant fait avec le VLTI de l'ESO, en utilisant les Télescopes Auxiliaires de 1.8 mètre.

"Nous avons pu construire une image étonnante, et révéler la structure de peau d'oignon de l'atmosphère d'une étoile géante à une étape tardive de sa vie pour la première fois," note Antoine Mérand, membre de l'équipe. "Les modèles numériques et les données indirectes nous ont permis d'imaginer l'aspect de l'étoile avant, mais il est tout à fait étonnant que nous pouvons maintenant la voir, et en couleurs."

Bien qu'elle soit de seulement 15 par 15 pixels de large, l'image reconstruite montre un plan rapproché extrême d'une étoile 100 fois plus grande que le Soleil, un diamètre correspondant approximativement à la distance entre la Terre et le Soleil. Cette étoile est, à son tour, entourée par une sphère de gaz moléculaire, qui est environ trois fois aussi grande encore.

T Leporis, dans la constellation du Lièvre (Lepus), est localisée à 500 années-lumière. Elle appartient à la famille des étoiles Mira, bien connue des astronomes amateurs. Ce sont des étoiles variables géantes qui ont presque épuisé leur carburant nucléaire et perdent de la masse. Elles approchent de la fin de leurs vies en tant qu'étoiles, et mourront bientôt, devenant des naines blanches. Le Soleil deviendra une étoile Mira dans quelques milliard d'années, engloutissant la Terre dans la poussière et le gaz expulsés lors de son agonie finale.

Les étoiles Mira sont parmi les plus grandes usines de molécules et de poussières dans l'Univers, et T Leporis n'est pas une exception. Elle palpite avec une période de 380 jours et perd l'équivalent de la masse de la Terre chaque année. Puisque les molécules et la poussière sont formées dans les couches de l'atmosphère entourant l'étoile centrale, les astronomes voudraient pouvoir voir ces couches. Mais ce n'est pas une tâche facile, étant donné que les étoiles elles-mêmes sont si lointaines - en dépit de leur taille intrinsèque énorme, leur rayon apparent sur le ciel peut être juste moitié d'un millionième de celui du Soleil.

"T Leporis semble si petite depuis la Terre que seules les installations interférométriques, telles que le VLTI à Paranal, peuvent prendre à une image d'elle. Le VLTI peut résoudre des étoiles 15 fois plus petites que celles résolues par le télescope spatial Hubble," indique Le Bouquin.

Pour créer cette image avec le VLTI les astronomes ont dû observer l'étoile pendant plusieurs nuits consécutives, utilisant les quatre Télescopes Auxiliaires VLT (ATs) amovibles de 1,8 mètre. Les ATs ont été combinés dans différents groupes de trois, et ont été également déplacés dans différentes positions, créant plus de configurations interférométriques nouvelles, de sorte que les astronomes ont pu émuler un télescope virtuel d'approximativement 100 mètres de large et contruire une image.

"Obtenir des images comme ces dernières était l'une des motivations principales pour construire le VLTI. Nous sommes maintenant vraiment entrés dans l'ère de l'imagerie stellaire," commente Mérand.

Une illustration parfaite de ceci est une autre image du VLTI montrant le système binaire Theta1 Orionis C dans le trapèze de la nébuleuse d'Orion. Cette image, qui était la première jamais construite des données du VLTI, sépare clairement les deux jeunes étoiles massives de ce système. Les observations elles-mêmes ont une résolution spatiale d'environ 2 millisecondes d'arc. De ces dernières, et de plusieurs autres observations, l'équipe d'astronomes, menée par Stefan Kraus et Gerd Weigelt du Max-Planck Institute à Bonn, a pu dériver les propriétés de l'orbite de ce système binaire, y compris la masse totale des deux étoiles (47 masses solaires) et leur distance de nous (1350 années-lumière).

Notes

[1] Le VLTI ne pourra cependant pas observer la Lune car sa surface est trop grande pour produire les modèles d'interférence nécessaires pour cette technique.

Informations supplémentaires

Ces résultats sont à paraître dans une Lettre au Editeur dans Astronomy and Astrophysics (J.-B. Le Bouquin et al., Pre-maximum spectro-imaging of the Mira star T Lep with AMBER/VLTI).

L'équipe est composée de Jean-Baptiste Le Bouquin et Antoine Mérand (ESO), Sylvestre Lacour et Stéphanie Renard (LAOG, CNRS, Grenoble, France), et Eric Thiébaut (AIRI, Observatoire de Lyon, France).

Le résultat sur Theta1 Orionis est présenté dans un article à paraître dans Astronomy and Astrophysics (S. Kraus et al., Tracing the young massive high-eccentricity binary system Theta1 Orionis C through periastron passage).

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-06-09.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La surabondance des sols martiens en sulfate, associée à une absence de calcaires qui contrastent avec les surfaces terrestres, est une des énigmes de la planète rouge. En se basant sur l'estimation de la composition des basaltes martiens, des chercheurs de l'Institut des Sciences de la Terre d'Orléans (INSU-CNRS-Université d'Orléans) montrent que la teneur en soufre des gaz volcaniques de Mars devait être 10 à 50 supérieure à celle de leurs équivalents terrestres (revue EPSL sous presse). Ces gaz riches en sulfite ont dû acidifier les eaux de surface et très vraisemblablement limiter, voire, empêcher la formation de carbonate sédimentaire sur la planète rouge.

Comprendre les événements qui ont façonné la surface de Mars est l'enjeu de recherche de plusieurs groupes de scientifiques dans le monde. Au-delà de la compréhension de la formation et de l'évolution des planètes, ces travaux sont cruciaux pour définir les futures missions spatiales qui permettront un jour les premiers pas de l'homme sur Mars, et peut-être dans un futur lointain la rendront habitable (Terraformer (1)).

Les données rapportées par les robots des missions (OMEGA/Mars Express) scrutant le sol Martien ont mis en évidence des surfaces extrêmement riches en soufre ainsi que la surprenante absence de carbonates sédimentaires. Le sol martien est constitué de roches basaltiques meubles comprenant 5 à 50 % en poids de minéraux sulfatés magnésiens et ferrifères. Ceci tranche avec la surface de notre planète Terre, et l'absence de carbonate suggère que les eaux qui ont ruisselé sur Mars étaient très corrosives et fortement chargées en acide sulfurique (H₂SO₄). Pourquoi le sulfate domine-t-il la chimie du sol martien alors que le carbonate domine sur Terre ?

Fabrice Gaillard et Bruno Scaillet abordent cette énigme de l'origine de l'enrichissement exceptionnel des sols martiens en soufre en partant de la compréhension actuelle des processus de formation et de différenciation des planètes du système solaire (2), et en appliquant les lois physico-chimiques qui contrôlent le comportement des gaz dans les magmas terrestres.. Ils arrivent ainsi à la conclusion que les volcans martiens ont très probablement émis des laves et des gaz différents de leurs équivalents terrestres ce qui a dû avoir des conséquences importantes sur la chimie des enveloppes superficielles (atmosphère-hydrosphère) des deux planètes telluriques et, par voie de conséquence, sur les conditions d'apparition et/ou de maintien de la vie au cours des temps géologiques sur ces deux astres.

Le volcanisme martien est aujourd'hui éteint, mais de grands appareils volcaniques sont visibles dans la province de Tharsis. Le plus connu d'entre eux, le Mont Olympe, atteint 27 km d'altitude, dépassant largement les reliefs volcaniques terrestres actuels. Les analyses des sols réalisées in situ par les robots, ainsi que celles des météorites martiennes présentes dans nos collections, indiquent que les basaltes martiens sont très riches en fer, environ deux fois plus riches que leurs équivalents terrestres. Les auteurs montrent que ceci implique inévitablement que les basaltes Martiens sont 3 à 7 fois plus riches en soufre que les basaltes terrestres : ainsi, les basaltes typiques des rides médio-océaniques contiennent 0,1-à 0,15 % en poids de soufre, alors que les basaltes martiens en contenaient presque 1%.

Une autre différence majeure concerne les conditions de dégazage aux évents volcaniques. Sur Terre, 80 % du volcanisme est produit au fond des océans à des pressions de 100 à 500 fois supérieures à la pression atmosphérique au sol impliquant qu'une grande partie des gaz magmatiques en général et du soufre en particulier reste dissoute dans la lave. Sur Mars, l'essentiel du volcanisme de la province de Tharsis a été libéré dans une atmosphère ténue, à des pressions probablement très inférieures à la pression de l'atmosphère terrestre au sol. Les auteurs montrent que, de ce fait, le volcanisme martien a libéré des gaz en moyenne de 10 à 50 fois plus riches en soufre que les gaz volcaniques terrestres. De plus, les basaltes des fonds océaniques émettent le soufre sous la forme S2 et hydrogène sulfuré, H₂S, alors que les gaz volcaniques martiens, en raison de la très basse pression de dégazage, ont émis du soufre sous la forme S₂ et sulfite, SO₂. En comparaison, les gaz volcaniques terrestres sont dominés par le CO₂ et l'eau, les espèces soufrées représentant en moyenne ~1 à 5%, voire moins. A partir de ces données, et en accord avec les observations et analyses du sol Martien les plus récentes, Fabrice Gaillard et Bruno Scaillet estiment que la quantité de soufre émis par les volcans martiens de la région de Tharsis a pu former un dépôt de sulfate recouvrant de façon uniforme la surface de la planète sur une épaisseur de 10 à 60 mètres !.

Ces résultats suggèrent que l'atmosphère martienne pendant cette activité volcanique était également riche en soufre sous les formes S₂ et SO₂. Une conséquence importante de forte teneur en SO₂ dans l'atmosphère martienne est l'acidification des eaux. Les eaux martiennes ont dû être fortement chargée en acide sulfurique ce qui aurait alors eu pour effet d'empêcher la précipitation des carbonates et la formation de calcaires sédimentaires qui, au contraire, dominent la surface de la Terre. Par ailleurs, le SO₂ est reconnu pour son effet de serre important et pourrait alors avoir joué un rôle sur Mars similaire à celui du CO₂ dans l'atmosphère terrestre. Alors que plusieurs travaux ont montré que le CO₂ émis par les volcans ne permettait pas de maintenir des conditions suffisamment chaudes pour stabiliser l'eau liquide sur Mars, les auteurs suggèrent que le SO₂ aurait pu jouer ce rôle pendant la période d'activité volcanique.

Référence

Fabrice Gaillard & Bruno Scaillet, « The sulfur content of volcanic gases on Mars », Earth and Planetary Science Letters. Ces travaux ont été financés par le programme de planétologie de l'INSU (PNP) en 2007.

Note(s)

1-Terraformer Mars signifie la rendre habitable par les terriens (J. Lovelock, Les ages de Gaïa, Ed. Odile Jacob, p. 305).
2-Les planètes telluriques sont différenciées en noyau (métallique) et manteau (silicate). Les proportions métal_silicate varient d'une planète à l'autre ce qui présente des effets importants sur les teneurs en soufre du manteau et des laves qui en sont extraites lors du volcanisme.

Source : INSU/CNRS  http://www.insu.cnrs.fr/a2898,pourquoi-sol-martien-est-il-riche-soufre.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La dernière image de l'ESO révèle des détails étonnants dans les structures complexes d'une des plus grandes et des plus lumineuses nébuleuses dans le ciel, la nébuleuse de la Carène (NGC 3372), où des vents violents et le rayonnement puissant d'une armada d'étoiles massives font des ravages dans le grand nuage de poussières et de gaz duquel les étoiles naissent.

La grande et belle image montre la variété complète de ce paysage céleste impressionnant, aspergé d'amas de jeunes étoiles, de grandes nébuleuses de poussières et de gaz, de piliers de poussières, de globules, et orné d'une des plus impressionnantes étoiles binaires de l'Univers. Elle a été produite en combinant des expositions à travers six filtres différents de l'intrumenent WFI (Wide Field Imager), fixé au télescope ESO/MPG de 2.2 m à l'Observatoire de La Silla de l'ESO, au Chili.

La nébuleuse Carina est située à environ 7500 années-lumière dans la constellation du même nom (Carina ; la quille). Couvrant environ 100 années-lumière, elle est quatre fois plus grande que la célèbre nébuleuse d'Orion et bien plus lumineuse. C'est une région de formation intensive d'étoiles avec des lignes sombres de poussières froides séparant le gaz rougeoyant de la nébuleuse qui entoure ses nombreux amas d'étoiles.

La lueur de la nébuleuse Carina vient principalement de l'hydrogène chaud se prélassant dans le fort rayonnement de jeunes étoiles monstres. L'interaction entre l'hydrogène et la lumière UV a comme conséquence sa couleur caractéristique rouge et pourpre. L'immense nébuleuse contient plus d'une douzaine d'étoiles d'au moins 50 à 100 fois la masse de notre Soleil. De telles étoiles ont une durée de vie très courte, quelques millions d'années tout au plus, le clignotement d'un oeil comparé à la vie prévue du Soleil de dix milliards d'années.

Une des plus impressionnantes étoiles de l'Univers, Eta Carinae, se trouve dans la nébuleuse. C'est l'une des étoiles les plus massives de notre Voie lactée, plus de 100 fois la masse du Soleil et environ quatre millions de fois plus lumineuse, faisant d'elle l'étoile la plus lumineuse connue. Eta Carinae est fortement instable et enclin à de violents sursauts d'activité, notamment l'événement de fausse supernova en 1842. Pendant juste quelques années, Eta Carinae est devenue la deuxième étoile la plus lumineuse dans le ciel nocturne et a produit presque autant lumière visible qu'une explosion de supernova (l'agonie habituelle d'une étoile massive), mais elle a survécu. On pense également qu'Eta Carinae a un compagnon chaud qui orbite autour d'elle en 5.54 ans, dans une orbite elliptique. Les deux étoiles ont des vents violents, qui se heurtent, conduisant à des phénomènes intéressants. A la mi-Janvier 2009, le compagnon était à sa distance la plus proche d'Eta Carinae. Cet événement, qui peut fournir un aperçu unique sur la structure du vent des étoiles massives, a été suivi par une flotille d'instruments sur plusieurs télescopes de l'ESO.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-05-09.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En 1609, Galileo a tourné en premier son télescope vers les cieux et a donné naissance à l'astronomie moderne. Pour célébrer quatre cents ans d'exploration de l'Univers, 2009 est désignée Année Mondiale de l'Astronomie.

Les grands observatoires de la NASA - le télescope spatial Hubble (HST), le télescope spatial Spitzer (SST), l'Observatoire de rayons X Chandra - marquent l'occasion avec la publication d'une suite d'images pour plus de 100 planétariums, musées, centres de nature, et écoles à travers le pays en conjonction avec l'anniversaire de Galilée le 15 février. Les sites sélectionnés dévoileront une grande copie de 0.83 mètre carré de la galaxie spirale M101 qui combine la vue optique de Hubble, la vue infrarouge de Spitzer, et la vue de rayons X de Chandra dans une image en plusieurs longueurs d'onde.

Crédit : NASA, ESA, SSC, CXC, and STScI

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/07

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Seize nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 et C2) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2009-C46, MPEC 2009-47, MPEC 2009-C56 et MPEC 2009-57.

La comète C/2008 V2 appartient au groupe de Meyer. La comète C/2008 V5 n'appartient à aucun groupe connu. Les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 V1 (SOHO) Rob Matson

C/2008 V2 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 V3 (SOHO) Rob Matson

C/2008 V4 (SOHO) Rob Matson

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09C46.html (MPEC 2009-C46)

C/2008 V5 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 V6 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 W2 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 W3 (SOHO) Arkadiusz Kubczak

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09C47.html (MPEC 2009-C47)

C/2008 W4 (SOHO) Hua Su

C/2008 W5 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 W6 (SOHO) Zhangwei Jin

C/2008 W7 (SOHO) Jiangao Ruan

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09C56.html (MPEC 2009-C56)

C/2008 W8 (SOHO) Eryk Banach

C/2008 W9 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 W10 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 W11 (SOHO) Eryk Banach

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09C57.html (MPEC 2009-C57)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Comment les premières étoiles ont été formées ? Des indications concrètes ont été trouvées pour la première fois par une équipe internationale (1) de chercheurs, dont un directeur de recherche du CNRS. En observant l'une des galaxies les plus éloignées connue à ce jour (un quasar formé moins d'un milliard d'années après le Big Bang) ils ont réussi à dénicher un nombre gigantesque d'étoiles en son cœur, un chiffre si énorme qu'il approche les limites des lois physiques. Cette découverte est d'autant plus intéressante qu'elle réfute une théorie longtemps nourrie selon laquelle les premières étoiles se seraient formées de manière dispersée dans tout le volume des jeunes galaxies. La détection a pu être réalisée grâce à l'interféromètre du Plateau de Bure de l'IRAM (Institut de Radioastronomie Millimétrique : CNRS-INSU, MPG, IGN) dans les Hautes-Alpes.

La galaxie observée par les scientifiques, J1148+5251, est l'une des galaxies actives les plus éloignées de la Terre. Elle est à 12,8 milliards d'années lumière : les images captées montrent la galaxie dans son état il y a 12,8 milliards d'années, soit moins d'un milliard d'années après le Big Bang ! Pour cartographier une source à une telle distance, le télescope utilisé doit être en mesure de distinguer une pièce d'un euro à 18 kilomètres, ce qui est le cas pour l'interféromètre du Plateau de Bure. Grâce à l'observatoire de l'IRAM, les astronomes ont détecté dans ce quasar la raie émise par l'atome de carbone dans son état ionisé, ion qui joue un rôle essentiel dans le refroidissement du gaz interstellaire, et donc dans la formation des étoiles. Cette raie, émise dans le domaine infrarouge lointain (à 158 microns), est inobservable du sol ; mais avec l'expansion de l'Univers, elle se trouve « décalée » dans le domaine radio millimétrique (à 1 millimètre) pour cet objet situé aux confins de l'Univers et devient donc observable par les radiotélescopes de l'interféromètre du Plateau de Bure. C'est ainsi que les astronomes ont mis en évidence une immense activité de formation stellaire au cœur de cette galaxie, si élevée qu'elle effleure les limites des lois de la physique.

Des étoiles se forment lorsqu'un nuage interstellaire de gaz et de poussière s'effondre sous sa propre gravité, s'échauffant progressivement. Le rayonnement qui naît de ce processus disperse les nuages de gaz et de poussière et les empêche de s'effondrer à nouveau. Ainsi, le processus de formation d'étoiles se trouve arrêté. Il y a donc une limite d'étoiles naissantes par période et par région de formation stellaire.

« Cette limite est atteinte dans J1148+5251 ! », explique Fabian Walter, chercheur au Max-Planck-Institut für Astronomie à Heidelberg (Allemagne). « Dans notre Galaxie, des conditions aussi extrêmes, comparables à celles de J1148+5251, ne se trouvent que dans de petites régions, comme dans certaines parties de la nébuleuse d'Orion. Mais ce que nous avons observé correspond à la formation de trois soleils par jour, un taux de formation cent  millions fois celui d'Orion ! ».

Pour la première fois, les scientifiques ont également réussi à mesurer l'étendue de la région de formation stellaire. Celle-ci n'est que de 5 000 années lumière, un chiffre relativement faible. « Le résultat est surprenant », constate Fabian Walter. « Dans cette galaxie, les étoiles qui se forment chaque année ont une masse totale de plus de 1 000 fois la masse de notre Soleil, et cela dans une région relativement petite selon les normes astronomiques ». En comparaison, la masse de toutes les étoiles qui naissent dans notre Galaxie ne fait qu'une masse solaire par an. Grâce aux mesures récoltées, les scientifiques pourront procéder aux premiers calculs des taux de formations d'étoiles par volume ainsi qu'aux comparaisons avec de modèles de formations stellaires déjà existants.

Il y a une autre raison pour laquelle ces mesures se révèlent spectaculaires : l'intense formation stellaire dans une région centrale de la galaxie montre clairement que les étoiles se forment au cœur même des jeunes galaxies. Ce n'est qu'au fil du temps que cette région intérieure se remplit avec de jeunes étoiles et qu'elle atteint la taille habituelle des galaxies plus vieilles – par exemple en entrant en collision ou en fusionnant avec une autre galaxie. D'une importance cruciale, ces observations permettront aux scientifiques non seulement d'améliorer les savoirs sur l'évolution des galaxies – y compris la nôtre – mais également d'élaborer des modèles probants de cette évolution.

« Le résultat marque une étape décisive dans l'étude des premières galaxies formées dans l'Univers » déclare Pierre Cox, Directeur de l'IRAM et membre de l'équipe internationale.  « Il n'a été possible que grâce aux récents développements apportés à l'interféromètre du Plateau de Bure. Il préfigure d'autres observations d'objets aux confins de l'Univers qui permettront de mieux comprendre comment les galaxies se sont formées, de décrire leurs conditions apparemment extrêmes de formation stellaire ainsi que la relation entre la formation des étoiles et celle du trou noir massif central. ».

L'Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) a été fondé par le Centre National de la Recherche Scientifique en France et la Max-Planck-Gesellschaft en Allemagne, rejoints par l'Instituto Geográfico Nacional en Espagne. Son siège social est à Grenoble, un radiotélescope de 30 m de diamètre au Pico Veleta en Espagne, un interféromètre de 6 antennes de 15 m de diamètre sur le Plateau de Bure dans les Hautes-Alpes françaises.

Notes

1 - Font partie de cette équipe : - Fabian Walter du Max-Planck-Institut für Astronomie à Heidelberg (Allemagne) ; - Dominik Riechers du Max-Planck-Institut für Astronomie à Heidelberg (Allemagne) et du California Institute of Technology à Pasadena (Etats-Unis) ; - Pierre Cox et Roberto Neri de l'Institut de Radioastronomie Millimétrique à Grenoble (France) ; - Chris Carilli du National Radio Astronomy Observatory à Socorro (Etats-Unis) ; - Frank Bertoldi de l'Argelander Institut für Astronomie à Bonn (Allemagne) ; - Axel Weiss du Max-Planck-Institut für Radioastronomie à Bonn (Allemagne) ; - Roberto Maiolino de l'Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio à Rome (Italie).

Référence :

« A Kiloparsec-Scale Hyper-Starburst in a Quasar Host Less than 1 Gigayear after the Big Bang », par F. Walter, D. Riechers, P. Cox, R. Neri, C. Carilli, F. Bertoldi, A. Weiss, R. Maiolino. Nature, 5/02/2009.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2886,quasar-tres-eloigne-enorme-formation-etoiles-aux-limites-lois-physiques.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image spectaculaire d'une galaxie spirale peu ordinaire dans l'amas de galaxies de la Chevelure de Bérénice a été créée à partir des données obtenues par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) sur le télescope spatial Hubble. Elle révèle de fins détails de la galaxie, NGC 4921, et un extraordinaire fond riche de plus distantes galaxies remontant au jeune Univers.

L'amas de galaxies Coma, dans la constellation boréale de la Chevelure de Bénérice (Coma Berenices), les cheveux de la Reine Bérénice, est l'une des collections les plus proches et très riches de galaxies dans l'Univers voisin. L'amas, également connu sous le nom d'Abell 1656, est à environ 320 millions d'années-lumière de la Terre et contient plus de 1.000 membres. Les galaxies les plus lumineuses, y compris NGC 4921 montrée ici, ont été découvertes vers la fin du XVIIIème siècle par William Herschel.

Les galaxies dans les riches amas subissent beaucoup d'interactions et de fusions qui tendent à transformer graduellement des spirales riches en gaz en systèmes elliptiques sans beaucoup de formation d'étoiles active. En conséquence, il y a bien plus d'elliptiques et peu de spirales dans l'amas de la Chevelure de Bénérice qu'on en trouve dans des coins plus calmes de l'Univers.

NGC 4921 est l'une des rares spirales dans Coma, et une plutôt peu ordinaire - c'est un exemple d'une "spirale anémique" où la formation d'étoiles vigoureuse normale qui crée les bras lumineux familiers d'une galaxie spirale est moins intense. En conséquence il y a juste un remous sensible de poussières dans un anneau autour de la galaxie, accompagné de quelques jeunes étoiles bleues lumineuses qui sont clairement séparées par la nette vision de Hubble. Une grande partie de la pâle structure en spirale dans les parties externes de la galaxie est exceptionnellement homogène et donne à la galaxie toute entière l'aspect fantômatique d'une vaste méduse translucide.

Crédit : NASA, ESA and K. Cook (Lawrence Livermore National Laboratory, USA)

Les longues durées d'exposition et la vision nette de Hubble lui ont non seulement permis d'imager NGC 4921 en détail, elles lui ont également permis de voir bien au-delà dans l'Univers lointain. Tout autour, et même à travers la galaxie elle-même, des milliers de galaxies lointaines de toutes formes, tailles et couleurs sont visibles. Beaucoup ont l'apparence tachetée et irrégulière de galaxies à un moment avant que la division familière en spirales et elliptiques s'installe.

Les images de Hubble employées pour faire cette image ont été à l'origine obtenues par une équipe menée par Kem Cook (Lawrence Livermore National Laboratory, Californie). L'équipe a utilisé Hubble pour rechercher les étoiles variables Céphéides dans NGC 4921 qui pourraient être employées pour mesurer la distance à l'amas Coma et par conséquent le taux d'expansion de l'Univers.

Malheureusement la panne de l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) au début 2007 a eu pour conséquence qu'ils n'ont pas eu suffisamment de données pour terminer leur programme original, bien qu'ils espèrent continuer après la mission de service. Les données très profondes d'imagerie comme celles-ci, qui sont disponibles à n'importe qui des archives de Hubble, peuvent également être employées pour d'autre explorations scientifiques intéressantes de cette galaxie et de ses environnements.

Cette image a été créée de 50 expositions séparées avec un filtre jaune et de 30 autres expositions avec un filtre en proche infrarouge utilisant le canal large champ (Wide Field Channel) de l'instrument ACS sur Hubble. Les durées totales d'exposition étaient approximativement de 17 heures et de 10 heures respectivement.

http://www.esa.int/esaSC/SEMA1NXPXPF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe d'astronomes français et italiens a conçu une nouvelle méthode pour mesurer la taille et la forme des astéroïdes qui sont trop petits ou trop lointains pour des techniques traditionnelles, augmentant le nombre d'astéroïdes qui peuvent être mesurés par un facteur de plusieurs centaines. Cette méthode tire profit des possibilités uniques du VLTI (Very Large Telescope Interferometer).

"La connaissance des tailles et des formes des astéroïdes est cruciale pour comprendre comment, dans les débuts de notre Système solaire, les poussières et les cailloux se sont rassemblés pour former de plus grands corps et comment les collisions et la réaccumulation les ont depuis modifiés," commente Marco Delbo de l'Observatoire de la Côte d'Azur, France, qui a conduit l'étude.

L'imagerie directe avec le système optique adaptatif sur les plus grands télescopes au sol tels que le VLT (Very Large Telescope) au Chili, et les télescopes spatiaux, ou les mesures par radar sont les méthodes actuellement favorisées de mesures d'astéroïdes. Cependant, l'imagerie directe, même avec le système optique adaptatif, est généralement limitée aux cent plus grands astéroïdes de la ceinture principale, alors que les mesures par radar sont la plupart du temps contraintes aux observations des astéroïdes géocroiseurs qui connaissent des rencontres rapprochées avec notre planète.

Delbo et ses collègues ont conçu une nouvelle méthode qui emploie l'interférométrie pour résoudre des astéroïdes aussi petits qu'environ 15 kilomètres de diamètre situés dans la ceinture principale d'astéroïdes, à 200 millions de kilomètres de distance. C'est équivalent à pouvoir mesurer la taille d'une balle de tennis à une distance de mille kilomètres. Cette technique augmentera non seulement le nombre d'objets qui peuvent être mesurés nettement, mais, plus important, met à portée les petits astéroïdes qui sont physiquement très différents des plus grands bien étudiés.

La technique interférométrique combine la lumière de deux télescopes ou plus. Les astronomes ont prouvé leur méthode en utilisant le VLTI de l'ESO, combinant la lumière de deux Télescopes d'Unité de 8.2 mètres du VLT. "C'est équivalent à avoir la vision aussi nette que celle d'un télescope d'un diamètre égal à la séparation entre les deux Télescopes d'Unité VLT utilisés, dans ce cas-ci, 47 mètres," note le co-auteur Sebastiano Ligori, de l'INAF-Torino, Italie. Les chercheurs ont appliqué leur technique à l'astéroïde de la ceinture principale (234) Barbara, qui a été trouvé plus tôt, par le co-author Alberto Cellino, pour avoir des propriétés plutôt peu communes. Bien qu'il soit aussi loin, les observations du VLTI ont également révélé que cet objet a une forme particulière. Le meilleur modèle correspondant se compose de deux corps chacun de la taille d'une ville importante - avec des diamètres de 37 et 21 kilomètres - séparés par au moins 24 kilomètres. "Les deux parties semblent se chevaucher" ajoute Delbo, "aussi l'objet pourrait être formé comme une gigantesque cacahuète ou, ce pourrait être deux corps séparés orbitant l'un autour de l'autre."

Si Barbara s'avère être un astéroïde double, c'est bien plus significatif : en combinant les mesures de diamètre avec les paramètres des orbites, les astronomes peuvent alors calculer la densité de ces objets. "Barbara est clairement une cible prioritaire pour d'autres observations," conclut Ligori.

Après avoir prouvé la validité de leur nouvelle et puissante technique, l'équipe peut maintenant commencer une grande campagne d'observations pour étudier de petits astéroïdes.

Note :

- Ces observations sont présentées dans un papier par Delbo M. et al., First VLTI-MIDI direct determinations of asteroid sizes, sous presse dans Astrophysical Journal.

- L'équipe est composée de Marco Delbo et Alexis Matter (OCA, France), Sebastiano Ligori et Alberto Cellino (INAF-Torino, Italy), et Jerome Berthier (IMCCE, Observatoire de Paris, France).

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-04-09.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une planète guère plus grosse que la Terre vient d'être découverte par le satellite CoRoT... Rocheuse ou "planète-sauna" ? En tout cas il s'agit ici d'un objet étonnant. Ce compagnon d'une étoile orangée est d'une taille inférieure à deux fois celle de la Terre. Ce serait donc la plus petite taille jamais mesurée pour une exoplanète. La température est telle (plus de 1000 degrés) qu'elle serait recouverte de lave ou de vapeur d'eau.

Le satellite CoRoT, mis en œuvre par le CNES, a permis la découverte de la plus petite exoplanète jamais caractérisée, d'une taille comparable à celle de la Terre. Jusqu'à présent, la plupart des quelques 330 planètes découvertes sont des planètes géantes, analogues à Jupiter ou Neptune, constituées principalement de gaz. Ce nouvel objet, qui a reçu le nom de CoRoT-Exo-7b, est très différent : son diamètre est près de deux fois celui de notre Terre. Avec une période de révolution ou "année" de seulement 20 heures, il est situé très près de son étoile, aussi y règne-t-il une température extrêmement élevée entre 1000 et 1500 °C. Cette planète a pu être repérée par les très faibles baisses d'éclat de l'étoile à l'occasion de ses passages réguliers devant elle. Sa densité est encore mal déterminée : il peut s'agir d'un objet rocheux comme la Terre, et couvert de lave liquide. Il peut aussi appartenir à une classe prédite de planètes formées pour moitié de d'eau et pour moitié de roches ; dans ce cas, ce serait une « Planète-Sauna » si on considère sa température extraordinairement élevée.

« Trouver une planète aussi petite n'a pas été une totale surprise », déclare Daniel Rouan, chercheur au LESIA de l'Observatoire de Paris, qui coordonne avec Alain Léger de l'IAS ce travail, « CoRoT-Exo-7b est un objet qui appartient à une catégorie dont l'existence était soupçonnée depuis quelques temps. Or CoRoT a été conçu précisément avec l'espoir d'en détecter quelques exemplaires. CoRoT a démontré sa capacité à détecter ces variations de lumière, extrêmement subtiles» ajoute-t-il.

Il y a maintenant une quinzaine d'années que les astronomes détectent des planètes en orbite autour d'étoiles. On en connaît aujourd'hui plus de 330, la plupart assez massives, jusqu'à 20 fois la masse de Jupiter. En revanche on en connaît encore très peu ayant une masse de l'ordre de celle de la Terre et des autres planètes telluriques (Vénus, Mars, Mercure) car elles sont extrêmement difficiles à découvrir. «  La plupart des méthodes utilisées jusqu'à présent sont sensibles à la masse de la planète, tandis que CoRoT est sensible à sa surface, ce qui est plus favorable » expliquent Roi Alonso et Magali Deleuil, chercheurs au LAM. « CoRoT possède l'avantage d'être dans l'espace où les perturbations sont beaucoup plus faibles et la durée d'observation ininterrompue bien plus longue que depuis le sol » ajoute Hans Deeg, un des membres de l'équipe scientifique, chercheur à l'Institut d'Astrophysique des Canaries.

La structure interne de CoRoT-Exo-7b intrigue particulièrement les scientifiques « C'est une question qui passionne la communauté depuis quelques années : y a-t-il aussi des Planètes-Océan ? Ce serait des objets composés pour moitié de glace dès leur formation et qui auraient dérivé vers leur étoile, la glace fondant alors pour donner une enveloppe fluide » précise Alain Léger.

Jean Schneider, chercheur au Laboratoire Univers et Théorie à l'Observatoire de Paris, explique toute l'importance de ce nouvel objet pour les chasseurs de planètes : « Des mesures récentes indiquaient que des planètes de petite masse existaient, mais leur taille n'avait jamais été calculée. C'est maintenant chose faite ».

Eike Guenther, de l'Observatoire de Tautenburg, souligne que « ce programme a bénéficié d'un très gros effort de mesures complémentaires depuis le sol : de nombreux télescopes européens et instruments ont été mis à contribution pour chercher quel phénomène autre qu'une petite planète pourrait expliquer les mesures de CoRoT ». Daniel Rouan conclut : « Cette phase de suivi était une étape indispensable, minutieuse, qui explique que ce résultat ne sorte que maintenant : vous imaginez l'excitation de l'équipe chaque fois qu'une nouvelle mesure tombait et ne venait pas infirmer notre hypothèse ! ».

Cette découverte a bénéficié d'observations complémentaires réalisées grâce à un vaste réseau de télescopes européens opérés par différents instituts et pays : L'European Southern Observatory au Paranal et à La Silla (Chili), le télescope de 80cm de l'Institut d'Astrophysique des Iles Canaries et le télescope Canada-France-Hawaii Telescope sur le Mauna Kea à Hawaii (CNRS, CNRC, Université d'Hawaii).

CoRoT en quelques mots :

Le satellite CoRoT a été développé avec une équipe intégrée CNES et des laboratoires associés au CNRS dont les principaux sont le Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (Observatoire de Paris), le Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (Observatoire Astronomique de Marseille Provence), l'Institut d'Astrophysique Spatiale à Orsay (Université Paris-Sud 11) et l'Observatoire Midi Pyrénées à Toulouse (INSU). L'union faisant la force, le projet a également bénéficié d'une importante participation européenne (Allemagne, Autriche, Belgique, ESA et Espagne) complétée par celle du Brésil.

CoRoT - dont le nom signifie COnvection, Rotation & Transits planétaires -, est un télescope placé en orbite autour de la Terre. Il a été conçu pour détecter de très faibles variations d'éclat des étoiles.

L'instrument a deux objectifs scientifiques :

   - la recherche des planètes autour d'autres étoiles que notre Soleil et en particulier de planètes analogues à notre Terre ;

   - la détection des vibrations des étoiles afin de connaître leur constitution (sismologie stellaire).

Références :

Transiting exoplanets from the CoRoT space mission
VII. CoRoT-Exo-7b: the first Super-Earth with Radius characterized
A. Léger, D. Rouan, J. Schneider, R. Alonso, B. Samuel, E. Guenther, M. Deleuil, H.J. Deeg, M. Fridlund et al. (prochainement soumis à A&A n° spécial CoRoT)

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/la-plus-petite-planete-extrasolaire-jamais-decouverte

http://exoplanet.eu/planet.php?p1=CoRoT-Exo-7&p2=b

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2002 O8 = 2009 B5 (NEAT)

La comète P/2002 O8 (NEAT) a été retrouvée par l'astronome amateur Gary Hug (Sandlot Observatory, Scranton) les 22 Janvier et 02 Février 2009.

Cette comète avait été découverte par K. Lawrence (Jet Propulsion Laboratory) sur des images obtenues le 29 Janvier 2002 par NEAT. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la confirmation de l'activité cométaire avait été rapportée par A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin sur des images CCD obtenues le 04 Août 2002. Des observations antérieures à la découverte ont été identifiées dans les données NEAT du 16 Juillet 2002, dans les données de LINEAR du 5 Juillet 2002 et dans celles de Spacewatch des 22 Mai et 11 Juin 2001.

Les éléments orbitaux de la comète P/2009 B5 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 08 Juin 2010 à une distance de 3,2 UA du Soleil, et une période de 8,07 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09C19.html (MPEC 2009-C19)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2009 B5 (NEAT) a reçu la dénomination définitive de 215P/NEAT en tant que 215ème comète périodique numérotée.

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0215P.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

P/2005 R2 = 2009 B3 (Van Ness)

Gary Hug (Sandlot Observatory, Scranton) a retrouvé le 31 Janvier 2009 la comète P/2005 R2 (Van Ness), initialement découverte par M. E. Van Ness sur des images prises par LONEOS le 10 Septembre 2005.

Les éléments orbitaux de la comète P/2009 B3 (Van Ness) indiquent un passage au périhélie le 16 Juin 2011 à une distance de 2,1 UA, et une période de 6,33 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09C03.html (MPEC 2009-C03)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2009 B3 (Van Ness) a reçu la dénomination définitive de 213P/Van Ness en tant que 213ème comète périodique numérotée.

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0213P.html

P/2002 CW134 = 2009 B4 (LINEAR)

La comète P/2002 CW134 (LINEAR), un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 07 Février 2002 par LINEAR et ayant révélé les 19 et 23 Mars 2002 sa nature cométaire après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, a été retrouvée le 31 Janvier 2009 par Gary Hug (Sandlot Observatory, Scranton).

Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie le 05 Janvier 2009 à une distance de 1,8 UA du Soleil, et une période de 6,85 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09C04.html (MPEC 2009-C04)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2009 B4 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 214P/LINEAR en tant que 214ème comète périodique numérotée.

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0214P.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

Titania est le principal satellite d'Uranus. Une équipe d'astronomes de l'Observatoire de Paris associée à plus d'une centaines d'observateurs amateurs et professionnels, dans une campagne inédite à cette échelle, a pu établir depuis le sol, avec des instruments de taille modeste (de l'ordre de 20 à 25 cm de diamètre) la dimension de ce corps à une précision supérieure à celle obtenue par la sonde Voyager en 1986, ainsi qu'une limite supérieure à la présence d'une atmosphère. Cette limite est environ mille fois inférieure à la pression mesurée aujourd'hui sur Pluton. Ce résultat est très encourageant pour la recherche de possibles atmosphères autour des gros objets transneptuniens, afin d'en contraindre les caractéristiques physiques, l'origine et l'évolution.

L'analyse récente d'une occultation stellaire (Figure 1) nous a permis de contraindre le rayon, l'aplatissement et la densité à une précision supérieure à celle obtenue lors du passage de la sonde Voyager-II près d'Uranus en 1986. Le rayon de Titania est en particulier déterminé à une précision sub-kilométrique, 788.4 ± 0.6 km. L'écart des mesures entre les observateurs, amateurs ou professionnels, peut être attribuée non à l'incertitude sur la méthode, mais à la topographie du satellite (Figure 2).

La spectroscopie dans le domaine du proche infrarouge indique la présence de glace d'eau et de glace de CO² à la surface du Titania. Le rayonnement solaire pourrait être susceptible de produire une atmosphère ténue, saisonnière, issue de la sublimation de la glace de CO². Nous avons pu établir une limite supérieure de 10 à 20 nanobars (1) de pression pour une telle atmosphère (Figure 3), ainsi que pour d'autres constituants tels CH₄ ou N², qui pourraient résulter de chauffage interne et cryovolcanisme (2), comme sur Encelade (satellite de Saturne) ou Triton (satellite de Neptune).

Ces valeurs, très faibles, démontrent la capacité de la méthode d'occultations pour contraindre la pression de surface d'un objet lointain à des niveaux mille fois inférieurs aux pressions actuellement mesurées sur Triton et Pluton. Cette précision est très prometteuse pour la recherche d'une éventuelle atmosphère autour d'un gros objet transneptunien (OTN), tels Eris, Makemake ou Quaoar, distants de 40 à 70 UA (3) : à la surface de ces objets on a identifié des glaces volatiles, qui pourraient sublimer lorsque le corps se trouve dans la partie de son orbite la plus proche du soleil. Or à cette distance les glaces sont pratiquement stables à l'échelle de l'âge du système solaire, et constituent un réservoir important pour la constitution d'une atmosphère.

Ces recherches sont conduites dans le cadre du programme ANR (Agence Nationale de la Recherche) Beyond Neptune en 2009-2012 (Observatoire de Paris-LESIA, SARL Shelyak Instruments (France), Observatoire de Haute-Provence, National Tsing Hua University, Taïwan), avec le soutien de l'Observatoire de Paris et du Programme national de planétologie (CNRS/INSU).

Notes :

(1) UA = unité astronomique = distance Soleil-Terre, 149,6 millions de km.
(2) Le cryovolcanisme (ou volcanisme de glace) est l'éruption d'éléments volatils, à l'état liquide ou gazeux, accompagné ou non de particules solides, sous l'effet du chauffage interne d'une planète ou d'un satellite dont la surface est recouverte de glaces à très basse température (ex. Triton, Encelade).
(3) 1 nanobar = 1 milliardième de la pression atmosphérique terrestre.

Référence :

Titania's Radius and an Upper Limit on its Atmosphere from the September 8, 2001 Stellar Occultation
T. Widemann, B. Sicardy, R. Dusser, C. Martinez, W. Beisker, E. Bredner, D. Dunham, P. Maley, E. Lellouch, J.-E. Arlot, J. Berthier, F. Colas, W.B. Hubbard, R. Hill, J. Lecacheux, J.-F. Lecampion, S. Pau, M. Rapaport, F. Roques, W. Thuillot, C.R. Hills, A.J. Elliott, R. Miles, T. Platt, C. Cremaschini, P. Dubreuil, C. Cavadore, C. Demeautis, P. Henriquet, O. Labrevoir, G. Rau, J.-F. Coliac, J. Piraux, Ch. Marlot, C. Marlot, F. Gorry, C. Sire, B. Bayle, E. Simian, A.M. Blommers, J. Fulgence, C. Leyrat, C. Sauzeaud, B. Stephanus, T. Rafaelli, C. Buil, R. Delmas, V. Desnoux, C. Jasinski, A. Klotz, D. Marchais, M. Rieugnié, G. Bouderand, J.-P. Cazard, C. Lambin, P.O. Pujat, F. Schwartz, P. Burlot, P. Langlais, S. Rivaud, E. Brochard, Ph. Dupouy, M. Lavayssière, O. Chaptal, K. Daiffallah, C. Clarasso-Llauger, J. Aloy Doménech, M. Gabaldá-Sánchez, X. Otazu-Porter, D. Fernández, E. Masana, A. Ardanuy, R. Casas, J.A. Ros, F. Casarramona, C. Schnabel, A. Roca, C. Labordena, O. Canales-Moreno, V. Ferrer, L. Rivas, J.L. Ortiz, J. Fernández-Arozena, L.L. Martín-Rodríguez, A. Cidadão, P. Coelho, P. Figuereido, R. Gonçalves, C. Marciano, R. Nunes, P. Ré, C. Saraiva, F. Tonel, J. Clérigo, C. Oliveira, C. Reis, B.M. Ewen-Smith, S. Ward, D. Ford, J. Gonçalves, J. Porto, J. Laurindo Sobrinho, F. Teodoro de Gois, M. Joaquim, J. Afonso da Silva Mendes, E. van Ballegoij, R. Jones, H. Callender, W. Sutherland, S. Bumgarner, M. Imbert, B. Mitchell, J. Lockhart, W. Barrow, D. Cornwall, A. Arnal, G. Eleizalde, A. Valencia,V. Ladino, T. Lizardo, C. Guillén, G. Sánchez, A. Peña, S. Radaelli, J. Santiago, K. Vieira, H. Mendt, P. Rosenzweig, O. Naranjo, O. Contreras, F. Díaz, E. Guzmán, F. Moreno, L. Omar Porras, E. Recalde, M. Mascaró, C. Birnbaum, R. Cósias, E. López, E. Pallo, R. Percz, D. Pulupa, X. Simbaña, A. Yajamín, P. Rodas, H. Denzau, M. Kretlow, P. Valdés Sada, R. Hernández, A. Hernández, B. Wilson, E. Castro, J.M. Winkel 2009,
Icarus 199, Vol. 2, pp. 458-476 (February 2009).

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/feb09/titania.fr.shtml  

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie