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Une magnifique image d'une sculpture cosmique

Aujourd'hui, l'ESO publie une nouvelle image spectaculaire de NGC 346, la région de formation stellaire la plus lumineuse dans notre galaxie voisine, le Petit nuage de Magellan, situé à 210 000 années-lumière de la Terre dans la direction de la constellation du Toucan. La lumière, le vent et la chaleur se dégageant des étoiles massives ont dispersé le gaz incandescent à l'intérieur et autour de cet amas d'étoiles, formant une fine structure nébuleuse ressemblant à une toile d'araignée. NGC 346, comme d'autres belles scènes astronomiques, est en continuelle évolution et change au rythme lent du temps cosmique qui s'écoule - des éternités qui passent. Quand de nouvelles étoiles vont se former à partir de la matière libérée dans la zone, elles exploseront en dispersant les restes de poussière et de gaz, sculptant de grandes rides et transformant l'aspect de cet objet brillant.

NGC 346 s'étend approximativement sur 200 années-lumière, une région de l'espace d'environ quinze fois la distance entre le Soleil et ses plus proches voisins stellaires. Les astronomes classent NGC 346 dans la catégorie des amas d'étoiles ouverts, indiquant que cette couvée stellaire dans son ensemble provient de l'effondrement du même nuage de matière. La nébuleuse associée contenant cette couvée d'étoiles brillantes est répertoriée en tant que nébuleuse d'émission, ce qui signifie que le gaz qu'elle contient a été chauffé par les étoiles jusqu'à ce qu'il émette lui-même sa propre lumière, tout comme le néon, gaz utilisé dans les enseignes électriques des magasins.

En considérant le temps cosmique, de nombreuses étoiles de NGC 346, nées il y a seulement quelques millions d'années, sont relativement jeunes [eso0834]. Des vents puissants émanant d'une étoile massive déclenchent cette nouvelle vague de naissance stellaire en comprimant de grandes quantités de matière, première étape cruciale vers la naissance de nouvelles étoiles. Ce nuage de matière s'effondre alors sous son propre poids jusqu'à ce que certaines régions deviennent denses et suffisamment chaudes pour « éclore » en une fournaise à fusion nucléaire remarquablement brillante – une étoile illuminant les débris résiduels de gaz et de poussière. Dans les régions suffisamment congestionnées comme NGC 346, avec un taux important de récentes naissances d'étoiles, le résultat donne une magnifique vue rougeoyante à capturer dans nos télescopes.

NGC 346 se trouve dans le Petit nuage de Magellan, une galaxie naine située à quelque 210 000 années-lumière de la Terre et relativement proche de notre Voie Lactée, une galaxie bien plus grande. Comme sa galaxie sœur, le Grand nuage de Magellan, le Petit nuage de Magellan est visible à l'œil nu depuis l'hémisphère sud et a servi de laboratoire extragalactique aux astronomes étudiant la dynamique de la formation stellaire.

Cette image particulière a été obtenue avec la caméra grand champ WFI (Wide Field Imager) installée sur le télescope MGP/ESO de 2,2 mètres de diamètre à l'Observatoire de La Silla au Chili. De telles images aident les astronomes à étudier la naissance et l'évolution des étoiles tout en offrant un aperçu de la manière dont le développement stellaire influence l'aspect de l'environnement cosmique au cours du temps.

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-08-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La navette spatiale est de retour sur Terre après un séjour de deux semaines dans l'espace, ayant fourni le module final américain et une "pièce avec vue" à la Station Spatiale Internationale. Le commandant de la mission STS-130 George Zamka a guidé Endeavour pour un atterrissage sur la piste du Kennedy Spacer Center à 9:20 p.m. CST (lundi 22 Février 2010 à 03h20 UTC), concluant une mission de 9,17 millions de kilomètres.

Crédit : NASA/ Tom Farrar Jr.

C'était le 24ème vol pour Endeavour, la trente-deuxième mission d'une navette spatiale consacrée à l'assemblage et à l'entretien d'ISS, et la 130ème mission d'une navette spatiale jusqu'ici. C'était également le 23ème atterrissage de nuit dans l'histoire de la navette et le 17ème sur la base de lancement de la Floride. Endeavour sera maintenant remorquée dans son hangar pour préparer sa prochaine mission, actuellement programmée pour Juillet.

Zamka, le pilote Terry Virts et les spécialistes de mission Kathryn Hire, Stephen Robinson, Nicholas Patrick et Robert Behnken ont laissé plus de 16 tonnes de matériel dont le noeud 3 Tranquility et la coupole unique fournissant une vue de 360 degrés à travers sept fenêtres.

Behnken et Patrick ont effectué trois sorties dans l'espace au cours de la mission totalisant 18 heures, 14 minutes. Cela porte les totaux pour l'assemblage de la station à 140 sorties dans l'espace et à plus de 873 heures.

La prochaine mission est le vol de Discovery pour la mission STS-131, programmée pour un lancement le 05 Avril avec un équipage de sept membres pour fournir plusieurs tonnes d'approvisionnements à la Station spatiale et pour mener d'autres travaux d'assemblage et d'entretien.

http://www.nasa.gov/mission_pages/shuttle/main/index.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte le 17 Février 2010, dans le cadre de la mission WISE. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de R. S. McMillan (LPL/Spacewatch II), après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center. Plus tard, des observations effectuées par l'équipe du Catalina Sky Survey datant du 09 Novembre et du 10 Décembre 2009 ont été également identifiées.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 D1 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 25 Juin 2009 à une distance d'environ 2,6 UA, et une période d'environ 8,45 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10D51.html (MPEC 2010-D51)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010D1.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Imaginez de trouver un dinosaure vivant dans votre jardin. Les astronomes ont trouvé l'équivalent astronomique de la vie préhistorique dans notre jardin intergalactique : un groupe de petites et antiques galaxies qui a attendu 10 milliards d'années pour venir ensemble. Ces "plantes à floraison tardive" sont en route pour construire une grande galaxie elliptique. De telles rencontres entre des galaxies naines sont normalement vues à des milliards d'années-lumière et se donc produites il y a des milliards d'années. Mais ces galaxies, membres du Hickson Compact Group 31, sont relativement voisines, à seulement 166 millions d'années-lumière.

Les nouvelles images de ces galaxies par le télescope spatial Hubble offrent une fenêtre dans ce qui s'est généralement produit dans les années de formation de l'Univers quand de grandes galaxies ont été créées à partir de plus petits éléments. Les observations de Hubble ont ajouté des indices importants à l'histoire de ce quatuor en interaction, permettant aux astronomes de déterminer quand la rencontre a commencé et de prévoir une future fusion. Les astronomes savent que le système était là depuis un moment, parce que les étoiles les plus vieilles dans quelques uns de ses anciens amas globulaires sont âgées d'environ 10 milliards d'années. La rencontre, toutefois, a poursuivi son cours pendant environ quelques cent millions d'années, un clin d'oeil dans l'histoire cosmique.

Partout où les astronomes ont regardé dans ce groupe compact ils ont trouvé des groupes d'amas d'étoiles récemment nées et des régions qui débordent de naissance d'étoiles. Hubble révèle que les amas les plus lumineux et imposants groupes possèdant chacun au moins 100.000 étoiles, sont âgés de moins de 10 millions d'années. Le système entier est riche en gaz d'hydrogène, la substance dont des étoiles sont faites. Les astronomes ont employé l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble pour résoudre le plus jeune et le plus lumineux de ces amas, ce qui leur a permis de calculer les âges des groupes, de retracer l'histoire de la formation d'étoiles, et de déterminer que les galaxies subissent les étapes finales d'assemblage de la galaxie.

L'image composée de Hickson Compact Group 31 montre les quatre galaxies se mélangeant. L'objet lumineux et distordu au milieu, à gauche, est en fait deux galaxies naines en collision. Les amas d'étoiles bleuâtres ont été formés dans les bandes de débris attirées des galaxies et à l'emplacement de leur collision frontale. L'objet en forme de cigare au-dessus du duo de galaxies est un autre membre du groupe. Un pont d'amas d'étoiles relie le trio. Une plus longue corde d'amas d'étoiles lumineuse indique le quatrième membre du groupe, en bas à droite. L'objet lumineux au centre est une étoile de premier plan. L'image a été composée à partir des observations faites par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) du télescope spatial Hubble, par le télescope spatial Spitzer, et par la sonde GALEX (Galaxy Evolution Explorer).

Crédit : NASA, ESA, and S. Gallagher (The University of Western Ontario),

and J. English (University of Manitoba)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/08

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Une liste diversifiée de personnages cosmiques est présentée dans les images de la première enquête de la NASA publiées mercredi de son explorateur infrarouge WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer).

Depuis que WISE a commencé son balayage du ciel entier dans la lumière infrarouge le 14 Janvier, le télescope spatial a retransmis plus qu'un quart de million d'images infrarouges brutes. Quatre nouvelles images traitées illustrent un échantillon des cibles de la mission -- une fine comète, un nuage de formation d'étoiles en crise, la grande galaxie d'Andromède et un amas lointain de centaines de galaxies. Les images sont en ligne à http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=2485.

« WISE a superbement travaillé, » commente Ed Weiler, administrateur associé de la Direction de Mission de la Science au siège de la NASA à Washington. « Ces premières images prouvent que la mission secondaire du vaisseau spatial d'aide au dépistage des astéroïdes, comètes et autres objets stellaires sera aussi capitale que sa mission principale d'examen du ciel entier dans l'infrarouge. »

Une image montre la beauté d'une comète appelée Siding Spring. Lorsque les comètes défilent vers le Soleil, elles rejettent de la poussière qui rougeoie dans la lumière infrarouge visible pour WISE. La queue de la comète, qui s'étire sur environ 16 millions de kilomètres, ressemble à un trait de peinture rouge. Une étoile lumineuse apparaît au-dessous d'elle dans le bleu.

« Nous avons une confiserie d'images descendant de l'espace, » note Edward (Ned) Wright de l'UCLA, l'investigateur principal pour WISE. « Chacun a ses saveurs préférées, et nous les avons toutes. »

Pendant son étude, on s'attend à ce que la mission trouve peut-être des douzaines de comètes, y compris celles qui voyagent dans les orbites qui les amènent près du trajet de la Terre autour du Soleil. WISE aidera à démêler les indices enfermés à l'intérieur des comètes concernant l'histoire de notre Système solaire.

Une autre image montre une brillante et agitée région de formation d'étoiles appelée NGC 3603, se trouvant à 20.000 années-lumière dans le bras en spirale Carina de notre galaxie de la Voie lactée. Cette usine de formation d'étoiles produit des séries de nouvelles étoiles, dont certaines sont monstrueusement massives et plus chaudes que le Soleil. Les étoiles chaudes réchauffent les nuages de poussières environnants, les faisant rougeoyer aux longueurs d'onde infrarouges.

WISE verra des centaines de semblables régions de fabrication d'étoiles dans notre galaxie, aidant les astronomes à reconstituer une image de la façon dont les étoiles sont nées. Les observations fournissent également un lien important pour comprendre les épisodes violents de la formation d'étoiles dans les galaxies éloignées. Parce que NGC 3603 est beaucoup plus proche, les astronomes l'emploient comme laboratoire pour sonder le même type d'action qui a lieu à des milliards d'années-lumière.

La galaxie d'Andromède (M31) - Crédit : NASA/JPL-Caltech/UCLA

Se déplaçant plus loin hors de notre Voie lactée, la troisième nouvelle image montre notre plus proche grande voisine, la galaxie en spirale d'Andromède. Andromède est un peu plus grande que notre Voie lactée et à environ 2,5 millions d'années-lumière. La nouvelle image met en valeur le large champ visuel de WISE -- elle couvre un secteur plus grand que 100 pleines lunes et montre même d'autres galaxies plus petites près d'Andromède, toutes appartenant à notre « groupe local » de plus de 50 galaxies environ. WISE capturera le groupe local en entier.

La quatrième image WISE est encore plus lointaine, dans une région de centaines de galaxies toutes liées ensemble en une famille. Appelées l'amas du Fourneau (Fornax), ces galaxies sont à 60 millions d'années-lumière de la Terre. Les vues infrarouges de la mission indiquent les galaxies stagnantes et actives, fournissant un recensement de données sur une communauté galactique entière.

« Toutes ces images racontent une histoire sur nos origines poussiéreuses et notre destinée, » commente Peter Eisenhardt, le scientifique de projet WISE au Jet Propulsion Laboratory de la NASA à Pasadena, Californie. « WISE voit les comètes poussiéreuses et les astéroïdes rocheux retraçant la formation et l'évolution de notre Système solaire. Nous pouvons cartographier des milliers de systèmes solaires en formation et mourant à travers notre galaxie entière. Nous pouvons voir des modèles de formation d'étoiles à travers d'autres galaxies, et des vagues des galaxies débordant d'étoiles dans des amas à des millions d'années-lumière. »

D'autres cibles de la mission incluent des comètes, des astéroïdes et des étoiles froides appelés des naines brunes. WISE a découvert son premier astéroïde géocroiseur le 12 Janvier, et sa première comète le 22 Janvier. La mission balayera le ciel 1 1/2 fois en Octobre. A ce moment-là, le liquide de refroidissement congelé nécessaire pour refroidir ses instruments sera épuisé.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-052&cid=release_2010-052&msource=20100217&tr=y&auid=5949272

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Après avoir réussi à se cacher pendant des années, les étoiles primitives situées en dehors de notre Galaxie, la Voie Lactée, ont finalement été démasquées. De nouvelles observations, réalisées avec le très grand télescope (le VLT) de l'ESO, ont été utilisées pour résoudre un important puzzle astrophysique concernant les plus vieilles étoiles de notre environnement galactique – des informations cruciales pour notre compréhension des premières étoiles de l'Univers.

« En fait, nous avons trouvé un défaut dans les méthodes « médico-légales » utilisées jusqu'à maintenant, » déclare Else Starkenburg, premier auteur de l'article présentant cette étude. « Notre méthode perfectionnée nous permet de découvrir les étoiles primitives cachées parmi toutes les autres étoiles plus communes. »

On pense que les étoiles primitives ont été formées à partir de la matière qui s'est constituée très peu de temps après le Big Bang, il y a 13,7 milliards d'années. Leur quantité d'éléments chimiques plus lourds que l'hydrogène et l'hélium est généralement inférieure à un millième de ce que l'on trouve dans le Soleil et on les appelle des étoiles « extrêmement pauvres en métaux » [1]. Elles appartiennent à l'une des premières générations d'étoiles de notre Univers proche. De telles étoiles sont extrêmement rares et sont principalement observées dans la Voie Lactée.

Les cosmologistes pensent que les plus grandes galaxies comme la Voie Lactée se sont formées par la fusion de plus petites galaxies. La population d'étoiles pauvres en métaux ou étoiles « primitives » de notre Voie Lactée devrait déjà avoir été présente dans les galaxies naines à partir desquelles elle s'est formée et des populations similaires devraient exister dans d'autres galaxies naines. « Jusqu'à présent les preuves de leur présence ont été rares, » précise Giuseppina Battaglia, une des coauteurs de l'article. « Les grands sondages menés ces dernières années ont continué de montrer que les plus anciennes populations d'étoiles de la Voie Lactée et des galaxies naines ne correspondaient pas, ce qui n'était pas du tout prévu par les modèles cosmologiques. »

Les quantités d'éléments sont mesurées à partir des spectres qui fournissent les « empreintes digitales » chimiques des étoiles [2]. L'équipe « Dwarf galaxies Abundances and Radial-velocities » [3] a utilisé l'instrument FLAMES sur le VLT de l'ESO pour mesurer les spectres de plus de 2000 étoiles géantes individuelles situées dans quatre galaxies naines de notre environnement galactique : les galaxies du Fourneau, du Sculpteur, du Sextant et de la Carène. Etant donné que les galaxies naines sont généralement distantes de 300 000 années-lumière de la Terre – ce qui est environ trois fois la taille de la Voie Lactée – seules les principales caractéristiques ont pu être mesurées dans le spectre, comme sur une empreinte digitale vague et maculée. Cette équipe a trouvé qu'aucune empreinte digitale spectrale de leur grande collection ne semblait réellement appartenir à la classe d'étoiles qu'ils recherchaient – les rares étoiles « extrêmement pauvre en métaux » que l'on trouve dans la Voie Lactée.

Cette équipe d'astronomes pilotée par Else Starkenburg a maintenant éclairé d'un nouveau jour le problème grâce à de méticuleuses comparaisons de spectres avec des modèles simulés par ordinateur. Ils ont découvert que l'empreinte digitale chimique d'une étoile pauvre en métaux normale ne se distingue de celle d'une étoile  « extrêmement pauvre en métaux » que par une très faible différence, expliquant ainsi pourquoi les méthodes précédentes n'avaient pas réussi à les identifier.

Ils ont aussi confirmé le « nouveau » statut de plusieurs étoiles « extrêmement pauvres en métaux » grâce à des spectres beaucoup plus détaillés obtenus avec l'instrument UVES sur le VLT de l'ESO. « Par comparaison avec la vague empreinte digitale que nous avions avant, c'est comme si nous avions regardé l'empreinte digitale avec un microscope, » explique Vanessa Hill, une des membres de l'équipe. « Malheureusement, seul un petit nombre d'étoiles a pu être observé, car cela nécessite beaucoup de temps. »

« Parmi les nouvelles étoiles "extrêmement pauvres en métaux" découvertes dans ces galaxies naines, trois ont une quantité relative d'éléments chimiques lourds comprise entre 1/3000 et 1/10 000 de ce que l'on observe dans notre Soleil et l'une d'entre elles détient pour le moment le record de l'étoile la plus ancienne découverte en dehors de la Voie Lactée, » déclare Martin Tafelmeyer, un des membres de l'équipe.

« Notre travail n'a pas seulement permis de révéler quelques unes des très intéressantes premières étoiles de ces galaxies, il a également permis de mettre au point une nouvelle méthode, très efficace pour découvrir plus d'étoiles de ce type, » conclut Starkenburg. « A partir de maintenant, il ne reste plus d'endroit où se cacher dans ces galaxies ! »

Notes

[1] En astronomie, on appelle « métaux » tous les éléments autres que l'hydrogène et l'hélium. De tels métaux ont été créés par les multiples générations d'étoiles, excepté pour un tout petit nombre d'éléments chimiques légers.

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

[3] Les membres de l'équipe appelée la « Dwarf galaxies Abundances and Radial-velocities Team» (DART) proviennent d'Instituts situés dans neuf pays différents.

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article publié dans la revue Astronomy and Astrophysics (“The NIR Ca II triplet at low metallicity” E. Starkenburg et al.). Un autre article (Tafelmeyer et al.) présentant les mesures effectuées sur plusieurs étoiles primitives avec l'instrument UVES est également en préparation.

L'équipe est composée d'Else Starkenburg, Eline Tolstoy, Amina Helmi et Thomas de Boer (Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen, Hollande), Vanessa Hill (Laboratoire Cassiopée, Université de Nice Sophia Antipolis, Observatoire de la Côte d'Azur, CNRS, France), Jonay I. González Hernández (Observatoire de Paris, CNRS, Meudon, France et Universidad Complutense de Madrid, Espagne), Mike Irwin (University of Cambridge, Royaume Uni), Giuseppina Battaglia (ESO), Pascale Jablonka et Martin Tafelmeyer (Université de Genève, Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, Suisse), Matthew Shetrone (University of Texas, McDonald Observatory, USA), and Kim Venn (University of Victoria, Canada).

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

Liens

Article scientifique

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-07-10.html

http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/des-etoiles-primitives-ont-ete-decouvertes-dans-de-proches-galaxies-naines

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale, conduite par de chercheurs du Laboratoire de Planétologie de Grenoble (INSU-CNRS), a analysé la structuration du sous-sol des mers lunaires, jusqu'à plus de 800 mètres de profondeur, grâce au radar embarqué à bord de la sonde japonaise SELENE. Les échos radars mettent en évidence des coulées basaltiques de nature différente dans certaines zones de ces mers, mais pas dans d'autres. Ces échos seraient liés à des épisodes volcaniques discontinus avec altération de la surface pendant les périodes sans éruption, et leur détectabilité liée à la présence d'ilménite. Ces travaux sont publiés dans Geophysical Research Letters.

Les mers lunaires sont d'anciens bassins d'impacts météoritiques remplis de basalte. Le radar LRS (Lunar Radar Sounder) à bord de la mission Japonaise SELENE permet de sonder les structures profondes de ces mers lunaires. Des interfaces ont pu être détectées à des profondeurs estimées entre 400 et 800 m. Ces interfaces correspondent à différentes coulées de basalte qui ont eu lieu entre 0,5 et 3 milliards d'années, les basaltes de ces coulées ayant des compositions différentes.

La signature radar de ces interfaces a été cartographiée par l'équipe [1] pilotée par des chercheurs du Laboratoire de Planétologie de Grenoble (LPG ; INSU-CNRS, Université Joseph Fourier, Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble). Si l'on retrouve la signature radar de ces interfaces dans certaines parties des mers, d'autres parties ne présentent pas de signature.

Ils ont montré que la répartition géographique des zones où sont observées ces interfaces est corrélée à différentes observations de la géologie de surface. Ainsi la nature des matériaux géologique présents permet d'expliquer la disparition apparente d'interface au sein du signal radar. En effet, la présence de certains minéraux en particulier l'ilménite, oxyde minéral de fer et de titane (FeTi0₃), peut expliquer une perte accrue du signal radar et les travaux de cette équipe suggèrent que ces interfaces existent au sein de toutes les mers lunaires.

Les interfaces détéctées sont interprétées par la présence d'un épisode volcanique suivi d'une phase de régolithisation (altération de surface sur la Lune liée aux micro-impacts et aux vents solaire). La profondeur estimée de ces interfaces est de plusieurs centaines de mètres et implique la présence d'un volcanisme discontinu lors de la formation des mers lunaires. Ces observations apportent donc de nouvelles contraintes sur les processus magmatique à la base de l'emplacement des mers lunaires.

Note

[1] Font partie de cette équipe :

A. Pommerol, Laboratoire de Planétologie de Grenoble et Physikalisches Institut, Université de Bern, Suisse ; W. Kofman, Laboratoire de Planétologie de Grenoble ; J. Audouard, Laboratoire de Planétologie de Grenoble et Institut de Physique du Globe de Paris ; C. Grima, Laboratoire de Planétologie de Grenoble ; P. Beck, Laboratoire de Planétologie de Grenoble ; J. Mouginot, Laboratoire de Planétologie de Grenoble et Department of Earth System Science, University of California ; A. Herique, Laboratoire de Planétologie de Grenoble ; A. Kumamoto, Graduate School of Science, Tohoku University, Japon ; T. Kobayashi Korea Institute of Geoscience and Mineral Resources, Corée du sud ; and T. Ono Graduate School of Science, Tohoku University, Japon.

Référence

« Detectability of subsurface interfaces in lunar maria by the LRS/SELENE sounding radar: Influence of mineralogical composition ».A. Pommerol, W. Kofman, J. Audouard, C. Grima, P. Beck, J. Mouginot, A. Herique, A. Kumamoto, T. Kobayashi and T. Ono. Geophysical Research Letters, Vol. 37, L03201

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/le-sous-sol-des-mers-lunaires-analyse-par-echos-radars

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'analyse par une équipe du CRPG¹ (INSU-CNRS), en collaboration avec des chercheurs Suisses et Américains, de la composition isotopique de l'azote des cibles irradiées durant 27 mois par le vent solaire dans le cadre de la mission américaine Genesis, révèle une composition isotopique du Soleil très différente de celle des météorites et de la Terre. Cette mesure, seconde priorité de la mission parmi 27 autres, permet aux auteurs de conclure que le Soleil est bien la référence isotopique du système solaire et non la Terre. Cette hétérogénéité pourrait être le résultat de l'irradiation intense du gaz résiduel de la nébuleuse par le Soleil jeune. Lors de cette irradiation, des réactions photochimiques auraient formé des phases isotopiquement anormales, incorporées dans les précurseurs des météorites et des planètes terrestres. Un résultat publié récemment dans Geochimica et Cosmochimica Acta.

Comprendre la formation des planètes

Le Soleil concentre 99 % de la masse du système solaire et représente le meilleur témoin de la matière initiale qui a formé notre étoile et les planètes. Sa composition élémentaire est connue grâce à l'analyse spectrale de la lumière émise, mais celle des abondances isotopiques n'est pas accessible par cette méthode. Or, les rapports isotopiques constituent la mémoire des processus de formation de notre système. Les seuls objets analysés précédemment sont la Terre et les météorites (et, très récemment, de la matière cométaire).

L'oxygène et l'azote montrent des variations isotopiques très importantes entre les différents réservoirs planétaires que sont la Terre, Mars, les météorites, les comètes et les planètes géantes. Cette disparité est vraisemblablement en rapport avec les processus très énergétiques de formation du système solaire. Seules les atomes ionisés émis continuellement dans l'espace par notre étoile, le vent solaire, offrent l'opportunité d'acquérir des données sur ces processus, à condition de pouvoir les capter. Telle était l'objectif de la mission Genesis de la Nasa.

Les résultats de la mission Genesis

La mission a consisté à exposer 27 mois durant des matériaux ultra-purs (saphir recouvert d'or, diamant synthétique, silicium pur, aluminium) au vent solaire. Si la mission s'est bien passée, le retour fut plus mouvementé et la capsule portant les échantillons s'écrasa dans le désert de l'Utah. L'équipe du CRPG dû mettre au point une procédure analytique particulière pour « nettoyer » les échantillons des pollutions terrestres dues à l'atterrissage et garantir la qualité des analyses. Le CRPG a été sélectionné par la NASA pour son savoir-faire démontré par l'analyse des échantillons lunaires des missions Apollo et de météorites, notamment de Mars. Il a fallu 6 ans à l'équipe pour développer un système spécifique d'analyse des quantités extrêmement faibles d'azote solaire. Cette installation a également permis la première analyse de gaz rares dans de la matière de comète lors de la Mission NASA Stardust.

L'analyse isotopique de l'azote des échantillons de Genesis a permis tout d'abord de s'assurer que la composition isotopique de N n'avait pas évolué dans le Soleil. En effet, le rapport ¹⁵N/¹⁴N du Soleil est semblable à celui de l'atmosphère de Jupiter, analysé il y a dix ans par une sonde américaine. Cette similarité montre que les planètes géantes dont Jupiter, ont capté dans leurs atmosphères massives une partie de la nébuleuse primitive d'une part, et que la composition du Soleil actuel reflète bien celle du gaz initial. En d'autres termes, les processus de nucléosynthèse (fabrication d'éléments) internes à notre étoile dont le Soleil tire son énergie, et ceux liés à la genèse du vent solaire, n'ont pas affecté l'azote.

Par ailleurs, Genesis a également permis l'échantillonnage et l'analyse d'autres éléments tels que les gaz rares, qui montrent une constance dans leurs compositions isotopiques et donc le peu d'influence des processus de transfert entre Soleil interne et vent solaire.

L'azote du vent solaire montrent que la Terre et les météorites (système solaire interne) d'une part, et les comètes (système solaire lointain) d'autre part sont enrichies en azote-15 (l'isotope rare de l'azote, l'autre isotope, majoritaire, est l'azote-14) de 60 % et de 300 %, respectivement. Ces variations contrastent fortement avec les variations isotopiques des éléments non volatils qui ne sont que de quelques parties pour mille dans tout le système solaire. Elles indiquent que des processus physicochimiques intenses ont affecté le gaz de la nébuleuse protosolaire et non les solides (grains). Ces processus sont probablement dus à une irradiation intense du gaz par le Soleil jeune lors d'interactions avec les solides, et/ou des réactions chimiques à très basse température entre espèces azotées, peut être catalysées par la lumière solaire. De tels processus ont dû se produire dans des régions différentes de celles des planètes internes, impliquant des mélanges de matière à très grande échelle dans tout le système solaire.

Note(s)

1 - Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (INSU-CNRS) Ces travaux ont été financés par le Centre National d'Etudes Spatiales (CNES), le Centre National de la recherche Scientifique (CNRS), l'Institut National des Sciences de l'Univers (INSU), la Région Lorraine, le Ministère de l'Enseignement Supérieure et de la Recherche (MESR), la Communauté Urbaine du grand Nancy (CUGN), et, pour les collaborateurs extérieurs, par le Fond Suisse de la Recherche (FSR), et la National Aeronautic and Space Administration (NASA)

Référence

Nitrogen isotopes in the recent solar wind from the analysis of Genesis targets: Evidence for large scale isotope heterogeneity in the early solar system. GEOCHIMICA ET COSMOCHIMICA ACTA Vol. 74, Pages: 340-355 , JAN 1 2010 Bernard Marty a,*, Laurent Zimmermann a, Peter G. Burnard a, Rainer Wieler b, Veronika S. Heber b,1, Donald L. Burnett c, Roger C. Wiens d, Peter Bochsler e
a) Centre de Recherches Pétrographiques et Géochimiques, INSU-CNRS, Université de Nancy, Vandoeuvre les Nancy.
b) Isotope Geology and Mineral Resources, ETH Zürich, Suisse
c) Department of Geological and Planetary Sciences, Caltech, USA
d) Los Alamos National Laboratory, Los Alamos, USA
e) Physikalisches Institut, University of Bern, Suisse

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a3395,premiers-resultats-mission-genesis.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 19 Novembre 2009, dans le cadre du LSSS (La Sagra Sky Survey) a révélé sa nature cométaire sur les images prises les 06 et 07 Février 2010 dans le cadre de la mission WISE ( Wide-field Infrared Survey Explorer). A la demande du Minor Planet Center, M. T. Read (LPL/Spacewatch II) et W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro) ont confirmé ce résultat. La comète a également été identifiée avec un objet détecté par LINEAR les 08 et 10 Mai 2005, alors nommé 2005 JR71.

Les éléments orbitaux de la comète P/2009 WJ50 = 2005 JR71 (La Sagra) indiquent un passage au périhélie le 12 Mars 2010 à une distance d'environ 1,8 UA, et une période d'environ 5,3 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10D01.html (MPEC 2010-D01)

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10D02.html (MPEC 2010-D02)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2009 WJ50 = 2005 JR71 (La Sagra) a reçu la dénomination définitive de 233P/La Sagra en tant que 233ème comète périodique numérotée.

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/0233P.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En Janvier et Mars 2009, des astronomes à l'aide du télescope spatial Hubble ont tiré profit d'une rare occasion d'enregistrer Saturne quand ses anneaux étaient de profil, ayant pour résultat un film unique montrant le spectacle lumineux presque symétrique aux deux pôles de la planète géante. Cela prend à Saturne presque trente ans pour satelliser le Soleil, avec une occasion d'imager ses deux pôles seulement deux fois durant cette période.

Les données de 2009 de l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble utilisées dans ce film ont permis aux astronomes de surveiller le comportement des pôles de Saturne dans le même plan sur une période prolongée et d'analyser les lueurs nordiques et méridionales simultanément.

Crédit : NASA, ESA, and Jonathan Nichols (University of Leicester)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2010/09/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Une nouvelle image spectaculaire du télescope Gemini North illustre le processus dynamique et parfois violent de la naissance d'étoiles. Elle démontre également les possibilités des nouveaux filtres mis à disposition des chercheurs utilisant l'instrument GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph).

Connue sous le nom de Sharpless 2-106 (Sh2-106), la nébuleuse (bipolaire) en forme de sablier dans la nouvelle image de Gemini est une pépinière stellaire composée de gaz rougeoyant et de poussières dispersant la lumière. Le matériel enveloppe une étoile naissante de masse élevée considérée comme responsable en grande partie de la forme de sablier de la nébuleuse en raison des vents à grande vitesse (plus de 200 kilomètres/seconde) qui éjectent le matériel de l'étoile en formation profondément en dedans (voir le communiqué de presse récent de Gemini sur la naissance d'une étoile massive qui apporte la preuve de processus semblables). La recherche indique également que beaucoup d'objets stellaires se forment dans le nuage et peuvent un jour avoir pour résultat un amas de 50 à 150 étoiles dans cette région.

La nébuleuse est située à environ 2.000 années-lumière dans la direction de la constellation du Cygne (Cygnus). Ses dimensions physiques sont d'environ 2 années-lumière de long par 1/2 année-lumière de large. On pense que son étoile centrale pourraitavoir jusqu'à 15 fois la masse de notre Soleil. La formation d'étoiles a probablement commencé il n'y a pas plus de 100.000 ans et par la suite sa lumière s'échappera du nuage enveloppant lorsque commencera la relativement courte vie d'une étoile massive.

Les nouveaux filtres fournissent des vues précieuses en transmettant des couleurs très spécifiques de lumière visible émises par l'hydrogène excité, l'hélium, l'oxygène, et le soufre lorsque le rayonnement de jeunes étoiles chaudes naissantes activent les nuages de gaz et de poussières. Les filtres sont également utilisés pour étudier les nébuleuses planétaires et le gaz excité dans d'autres galaxies.

Pour cette image quatre couleurs ont été combinées comme suit : Violet - filtre de l'hélium II ; Bleu - filtre du soufre II ; Vert - filtre de l'oxygène III ; et rouge - filtre de hydrogène-alpha. Chaque filtre a été intégré pour un total de 900 secondes. Le seeing était de 0.4 arcsecond RMS. La rotation de l'image est 125º CCW du nord en haut, de l'est vers la gauche et le champ visuel est de 3,87 minutes d'arc de chaque côté. Les données originales calibrées et de type scientifique pour cette image sont à la disposition de la communauté astronomique aux archives scientifiques de Gemini.

L'image a été obtenue en utilisant l'instrument GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) sur le télescope Gemini North. Un ensemble identique d'instrument et de filtres est disponible au télescope Gemini South au Chili pour des possibilités analogues sur le ciel austral. Filtres sur GMOS (décrits et caractérisés pour des utilisateurs de Gemini).

http://www.gemini.edu/node/11410

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes ont observé que les galaxies distantes ont un taux de formation d'étoiles (SFR) au moins 10 fois plus élevé que les galaxies locales. La raison n'en est pas encore claire. Soit la formation d'étoiles était plus efficace dans le passé, soit les jeunes galaxies avaient plus de gaz moléculaire, dans lequel les étoiles se forment. Jusqu'ici, le contenu moléculaire des galaxies distantes n'était connu que pour quelques objets très lumineux et rares, principalement des fusions de galaxies et des quasars. Une équipe internationale, incluant une astronome de l'Observatoire de Paris, a effectué le premier relevé systématique du gaz moléculaire dans deux échantillons de galaxies aux décalages vers le rouge (ou redshift) =1.2 et 2.3, quand l'univers avait 40% et 24% de son âge actuel. Leurs résultats indiquent que les galaxies distantes étaient riches en gaz, alors que l'efficacité de formation d'étoiles ne varie pas beaucoup avec le temps cosmique. La fraction de gaz moléculaire par rapport à la masse baryonique totale à z= 2.3 et z=1.2 est ~44% et 34%, 3 à 10 fois plus élevée que dans les galaxies locales.

Il est nécessaire d'observer le gaz moléculaire dans les galaxies en fonction de l'époque cosmique, pour comprendre comment les galaxies ont transformé leur gaz en étoiles. Pour explorer l'évolution de la fraction de gaz froid, l'équipe a choisi deux échantillons de galaxies formant des galaxies (SFGs) dans les mêmes gammes de masse et de taux de formation d'étoiles: une au redshift z~1.2 (5.5 milliards d'années après le Big Bang) et l'autre à z~2.3 (3 milliards d'années). Ces galaxies ont été sélectionnées pour être des galaxies massives "normales", pas des "starbursts" dus à des fusions de galaxies. Avec l'interféromètre de l'IRAM, 19 galaxies ont été observées, 10 à z~2 et 9 à z~1. Pour 14 SFGs il y a des détections solides aux deux redshifts, et pour la première fois à z>2. Dans 5 galaxies l'émission est marginale ou n'est pas détectée, ou pourrait être du continuum plutôt que de la raie d'émission.

L'hydrogène moléculaire froid (H₂) ne rayonne pas, il est tracé par la molécule la plus abondante après H₂, le monoxyde de carbone CO. La carte de la raie CO(3-2) dans EGS1305123 (z=1.12) est comparée sur la Figure 1 aux cartes optiques obtenues avec le télescope spatial Hubble. Ce système ressemble à un grand disque de galaxie spirale, vu presque de face. L'émission de CO est fragmentée, mais s'étend sur le disque entier, avec une concentration forte du gaz près du noyau et des bras spiraux. Les fragments sont semblables, bien que plus grands, aux grand nuages de gaz moléculaire dans les galaxies spirales locales. La dynamique du CO trace un disque en rotation ordonnée, avec une vitesse maximum de rotation de 200 km/s. Le fait que le disque moléculaire est en rotation tranquille (et non perturbé comme dans le cas d'une fusion de galaxies), avec des condensations semblables aux nuages moléculaires des galaxies voisines, suggère d'utiliser un facteur de conversion normal entre l'émission de CO et la densité de H₂. Les fractions de gaz moléculaires qui sont déduites, définies comme le rapport de la masse de gaz à la somme des masses du gaz et des étoiles, vont de 0.2 à 0.8, avec une moyenne de ~0.44 à z=1-2, i.e. 3 à 10 fois plus grandes que dans les galaxies locales de même masse. Le présent relevé fournit ainsi l'évidence directe que les galaxies distantes sont beaucoup plus riches en gaz que les galaxies locales, pour la même masse totale.
Bien que l'échantillon à z=1.2 ait une fraction de gaz inférieure à celle de z=2.3, la consommation de gaz est si rapide avec le taux de formation d'étoiles mesuré, que les fractions de gaz observées impliquent un apport continu de gaz froid pour maintenir le niveau de gaz moléculaire des galaxies.

En résumé, ce travail démontre que les grands taux de formation d'étoiles à z~1-2 sont la conséquence des grands réservoirs moléculaires de gaz et non d'une plus grande efficacité de formation d'étoiles. (cf Figure 2).
Ces observations sont une première étape vers la compréhension de l'évolution de l'accrétion de gaz en fonction du temps cosmique, qui va progresser considérablement avec l'instrument Atacama Large Millimetre Array (ALMA), en construction au Chili.

Référence

L.J.Tacconi (1), R.Genzel (1,2), R.Neri (3), P.Cox (3), M.C.Cooper (4,5), K.Shapiro (6), A.Bolatto (7), N.Bouché (1), F.Bournaud (8), A.Burkert (9,10), F.Combes (11), J.Comerford (6), M.Davis (6), N.M. Förster Schreiber (1), S.Garcia-Burillo (12), J.Gracia-Carpio (1), D.Lutz (1), T.Naab (9), A.Omont (13), A.Shapley (14), A.Sternberg (15) & B.Weiner (4): High molecular gas fractions in normal massive star forming galaxies in the young Universe Nature, 10 Février 2010

(1) MPE, Garching, Germany -- (2) Berkeley, USA -- (3) IRAM, Grenoble, France -- (4) Tucson, USA -- (5) Spitzer Fellow -- (6) Berkeley, USA -- (7) Maryland, USA -- (8) CEA/Saclay, France -- (9) Univ München, Germany -- (10) Max-Planck-Fellow -- (11) LERMA, Obs-Paris, France -- (12) OAN, Madrid, Spain -- (13) IAP, Paris, France -- (14) Los Angeles, USA -- (15) Tel Aviv, Israel --

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/feb10/hzmol.fr.shtml

http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/beaucoup-de-gaz-froid-dans-les-galaxies-de-l-univers-jeune

http://www.iram-institute.org/EN/news-item.php?ContentID=12&rub=1&srub=12&ssrub=0&sssrub=0&id=22

http://www.mpe.mpg.de/Highlights/PR20100210/text.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Samedi 13 Février 2010, l'exoplanète XO-3b transitera son étoile parent. Bien que le phénomène lui-même ne soit pas spectaculaire, comme cette planète orbite son étoile en moins de quatre jours, il sera accompagné par un événement extraordinaire sur Terre : pour la première fois, un télescope professionnel observera le transit et la courbe de lumière sera diffusée en direct.

Le projet est appelé "Worlds of the Sky", rappelant le titre d'un livre célèbre de Camille Flammarion ("Les Terres du Ciel"), et est organisé par le Brera and Palermo Observatories de l'INAF (Italian National Institute of Astrophysic), en coopération avec plusieurs associations d'astronomes amateurs.

L'événement sans précédent sera retransmis en direct sur le site web www.crabnebula.it le 13 Février, à partir de 19h00 TU. La retransmission permettra aux consultants autour du monde de voir l'évolution de la courbe de lumière de l'étoile XO-3 lorsque la planète passe devant elle, surveillée par le télescope Ruths de 1,34 mètre de l'Observatoire Brera à Merate, Italie. Les données en temps réel seront accompagnées de commentaires d'astronomes en Anglais, Italien et Chinois.

Les organisateurs visent à impliquer autant de passionnés, étudiants et professeurs que possible dans ce projet original destiné au grand public, et souhaitent que les amateurs autour du globe surveilleront l'événement avec leur propre instrumentation, joignant les efforts dans cette observation "guidée" d'un événement de l'au-delà.

Le transit d'une exoplanète est l'une des techniques principales utilisées par les astronomes pour détecter des planètes orbitant des étoiles autres que notre Soleil, surveillant les variations de l'éclat d'une étoile.

La planète à l'honneur dans cet événement, XO-3b, a été découverte en 2007. C'est une extrêmement massive, environ 13 fois aussi massive que Jupiter, et orbite très près de l'étoile XO-3, également connue sous le nom de GSC 03727-01064, dans la constellation de la Girafe (Camelopardis). Le passage durera environ 170 minutes.

Une bande-annonce promotionnelle de l'événement, en Anglais, Italien et Chinois, peut être trouvée sur YouTube : http://www.youtube.com/watch?v=wsbW5TRo9g0

http://www.astronomy2009.org/news/updates/767/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Uranus est une planète très particulière du Système solaire : son axe de rotation sur elle-même est presque dans le plan de son orbite autour du Soleil, au lieu d'en être quasi perpendiculaire, comme pour les autres planètes. Deux astronomes de l'Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Ephémérides (IMCCE : INSU-CNRS, Observatoire de Paris) proposent un mécanisme de résonance avec un satellite,  aujourd'hui disparu, qui aurait fait basculer l'axe de rotation d'Uranus, lors de la formation du Système solaire.

Contrairement aux autres planètes du Système solaire, Uranus est couchée sur son orbite : son axe de rotation est incliné de 97 degrés par rapport au pôle de son orbite. L'origine de cette forte obliquité est encore mal comprise. Cela constitue même l'une des questions les plus intrigantes concernant le Système solaire.

Le mécanisme généralement invoqué pour résoudre ce problème, est une collision géante avec une protoplanète de la taille de la Terre à la fin de la formation de la planète. Mais la présence des satellites réguliers (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Obéron) qui évoluent sur des orbites qui se trouvent pratiquement dans le plan équatorial d'Uranus suggère plutôt que le basculement d'Uranus a eu lieu progressivement, et non pas à la suite d'une collision violente.

C'est sur ce constat que Gwenaël Boué et Jacques Laskar, Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Ephémérides (IMCCE : INSU-CNRS, Observatoire de Paris, Université Pierre et Marie Curie, Université de Lille 1), ont étudié la possibilité qu'Uranus puisse basculer sans collision. Ils ont trouvé qu'un tel basculement a pu se produire pendant une phase précoce de l'histoire du Système solaire, au moment où les planètes ont migré jusqu'à décrire les orbites que l'on observe aujourd'hui. Le nouveau mécanisme suppose qu'Uranus a possédé un satellite massif dans le passé et que l'orbite Uranus a connu une période de forte inclinaison.

Dans le Système solaire, les axes des planètes ainsi que les pôles des orbites ont un mouvement de précession similaire à celui d'une toupie, ils décrivent un cône. Lorsqu'une planète est en résonance spin-orbite, c'est-à-dire quand son axe et son orbite évoluent à la même vitesse, elle peut basculer. Aujourd'hui, l'axe d'Uranus précesse très lentement, mais les chercheurs ont montré que la présence d'un satellite d'un centième de la masse d'Uranus situé à 50 rayons de la planète peut augmenter cette vitesse de précession d'un facteur 1000 ce qui permet alors la résonance.

Bien sûr, aujourd'hui Uranus ne possède pas de tel satellite mais les chercheurs supposent que le satellite qui a permis le basculement d'Uranus a été ensuite éjecté lors d'une rencontre proche avec une planète géante vers la fin de la phase de migration.

Pour vérifier ce scénario, Gwenaël Boué et Jacques Laskar ont effectué 10 000 simulations numériques de la migration des planètes géantes, en suivant le modèle mis au point par les chercheurs de l'Observatoire de la Côte d'Azur (INSU-CNRS). Dans ces migrations, l'ordre des planètes est parfois modifié, et ils n'ont gardé que celles où l'ordre final des planètes correspond au système actuel. Ils ont ensuite sélectionné les scénarios dans lesquels l'inclinaison d'Uranus est suffisamment grande pour permettre le basculement. En fixant ce seuil à 17 degrés, et après avoir écarté les simulations conduisant à des systèmes trop instables, il ne restait plus que 17 simulations du Système planétaire en lice. Pour chacun de ces scénarios de migration planétaire, ils ont ensuite simulé la présence du nouveau satellite. Dans 2 % des cas, ce nouveau satellite permet alors le basculement d'Uranus et est ensuite éjecté par une rencontre proche avec une des autres planètes géantes.

Ce scénario permet d'expliquer non seulement pourquoi Uranus est couché sur son orbite, mais il résout aussi le problème du satellite manquant évoqué par des théories récentes de formation de satellites.

Référence :

G. Boué J. Laskar: A collisionless scenario for Uranus tilting,
2010, ApJL, in press

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/un-scenario-sans-collision-pour-le-basculement-d-uranus

http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/feb10/uranus.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

VISTA dévoile les pirouettes à grande vitesse des jeunes étoiles

La nébuleuse d'Orion révèle un grand nombre de ses secrets cachés dans une image spectaculaire prise par VISTA, le nouveau télescope de l'ESO dédié aux grands relevés du ciel. Le très grand champ de ce télescope offre la possibilité de révéler l'ensemble de la nébuleuse dans toute sa splendeur et « l'œil infrarouge » de VISTA permet également d'observer en profondeur à l'intérieur des régions poussiéreuses normalement cachées et de dévoiler ainsi le curieux comportement des étoiles jeunes et très actives qui y sont enfouies.

Crédit : ESO/J. Emerson/VISTA. Remerciements : Cambridge Astronomical Survey Unit

VISTA (the Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) est le tout dernier équipement mis en service à l'Observatoire Paranal de l'ESO (eso0949). C'est le plus grand télescope au monde pour les grands relevés et il est dédié à la cartographie du ciel dans les longueurs d'onde infrarouge. Son grand miroir (4,1 mètres de diamètre), son large champ et ses détecteurs très sensibles en font un instrument unique. Cette nouvelle image spectaculaire de la nébuleuse d'Orion illustre les remarquables capacités de VISTA.

La nébuleuse d'Orion [1] est une vaste nurserie stellaire située à environ 1350 années-lumière de la Terre. Bien que cette nébuleuse soit spectaculaire quand on la regarde avec un télescope ordinaire, ce que l'on peut voir dans la lumière visible n'est qu'une petite partie d'un nuage de gaz dans lequel les étoiles sont en train de se former. La grande majorité de l'activité est profondément enfouie dans des nuages de poussière et pour voir ce qu'il s'y passe réellement les astronomes ont besoin d'utiliser des télescopes équipés de détecteurs sensibles au rayonnement de longue longueur d'onde capables de pénétrer la poussière. VISTA a réalisé une image de la nébuleuse d'Orion à des longueurs d'onde deux fois plus longues que ce que l'œil humain peut détecter.

Comme dans de nombreuses images en lumière visible de cet objet, la nouvelle image à grand champ de VISTA montre la forme familière, semblable à une chauve-souris, de la nébuleuse, au centre de l'image, mais également les fascinantes régions qui l'entourent. En plein cœur de cette région, on trouve les quatre étoiles brillantes qui forment le Trapèze, un groupe de jeunes étoiles très chaudes qui insufflent leur puissant rayonnement ultraviolet, éclaircissant ainsi la région environnante et embrasant le gaz. Toutefois, en observant dans l'infrarouge, VISTA révèle de nombreuses autres jeunes étoiles dans cette région centrale, impossibles à voir en lumière visible.

En regardant la région au dessus du centre de cette image, de curieuses structures rouges, totalement invisibles sauf en infrarouge, apparaissent. Ces structures sont pour beaucoup de très jeunes étoiles qui sont encore en pleine croissance, vues au travers des nuages poussiéreux à partir desquels elles se sont formées. Ces jeunes étoiles éjectent des flots de gaz dont la vitesse typique est de 700 000 km/h. Beaucoup de ces structures rouges mettent en évidence les endroits où ces flots de gaz entrent en collision avec le gaz environnant, générant des émissions en provenance des molécules et des atomes excités du gaz. Sur cette image, il y a aussi quelques structures rouges, moins marquées, sous la nébuleuse d'Orion, montrant qu'ici aussi des étoiles se forment, mais avec beaucoup moins de vigueur. Ces étranges structures présentent un grand intérêt pour les astronomes qui étudient la naissance et l'enfance des étoiles.

Cette nouvelle image révèle la grande capacité du télescope VISTA pour réaliser rapidement et en profondeur des images de larges pans de ciel dans le domaine proche infrarouge du spectre de la lumière. Ce télescope commence à peine à sonder le ciel et les astronomes attendent une riche « moisson de science » avec cet équipement unique de l'ESO.

Notes

[1] La nébuleuse d'Orion se situe dans le glaive du fameux « chasseur céleste » et constitue une des cibles favorites des astronomes amateurs et des astrophysiciens. Elle est faiblement visible à l'œil nu et est apparue, aux premiers observateurs qui l'ont observée avec une lunette astronomique, comme un petit amas d'étoiles bleues-blanches entouré par une mystérieuse brume gris-vert. Cet objet a été décrit pour la première fois au début du XVIIe siècle bien que l'identité de son découvreur reste incertaine. Messier, le chasseur de comètes français a réalisé un croquis précis de ses principaux traits dans le milieu du XVIIIe siècle et lui a attribué le numéro 42 dans son célèbre catalogue. Il a également attribué le numéro 43 à la plus petite région qui se détache juste au dessus de la partie principale de la nébuleuse. Plus tard, William Herschel supposa que la nébuleuse devait être « la matière chaotique de futurs soleils » et les astronomes ont depuis découvert que cette brume était en effet du gaz embrasé sous l'effet du puissant rayonnement ultraviolet d'étoiles jeunes et chaudes récemment formées ici même.

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-06-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Jim V. Scotti (LPL/Spacewatch II) a annoncé sa découverte le 09 Février 2010 d'une nouvelle comète dans le cadre du Spacewatch survey. De nombreuses observations de pré-découverte, faites par R. A. Kowalski, A. D. Grauer, A. Boattini (Mt. Lemmon Survey) les 30 Décembre 2008, 01 et 28 Février 2009, par J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II) le 02 Janvier 2009, et par T. H. Bressi, J. V. Scotti, R. S. McMillan (Steward Observatory, Kitt Peak) les 12 Janvier et 05 Février 2010, ont été retrouvées ultérieurement, permettant l'établissement rapide d'une orbite.

Les éléments orbitaux de la comète P/2010 C1 (Scotti) indiquent un passage au périhélie le 01 Décembre 2009 à une distance d'environ 5,2 UA, et une période d'environ 18,8 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10C26.html (MPEC 2010-C26)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2010C1.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le Minor Planet Center, par le biais de la circulaire MPEC 2010-C23, a annoncé la découverte par WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de sa première comète. L'objet, découvert le 22 Janvier 2010 et mesuré par les membres de l'équipe, a été confirmé par R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), A. Draginda (Mauna Kea), et J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II) après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 B2 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 20 Décembre 2009 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil, et une période de 5,18 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K10/K10C23.html (MPEC 2010-C23)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 21 Décembre 2009 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil, et une période d'environ 5.4 ans

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10D68.html (MPEC 2010-D68)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2010B2.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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Communiqué sur le site web de l'INSU

Pour la première fois, des astronomes ont pu localiser de l'eau dans un disque protoplanétaire autour d'une jeune étoile de type solaire. Ces disques, au sein desquels l'on pense que les planètes se forment, sont constitués de gaz et de poussières. Deux chercheurs de l'Université de Bonn, du Leyden Observatory et du Max Planck Institute for extraterrestrial Physics, viennent de détecter la présence d'eau autour de la jeune étoile NGC 1333 IRAS4B. Cette vapeur d'eau se situe à environ 25 unités astronomiques de l'étoile centrale, soit environ la distance Soleil-Neptune et sa masse est équivalente à cent fois celle de l'ensemble des océans terrestres. Cette découverte a été réalisée grâce à l'interféromètre du Plateau de Bure dans le Dévoluy, l'un des observatoires radiomillimétriques les plus sensibles au monde. Cet interféromètre est constitué de 6 antennes radio de 15 m de diamètre et est une des deux stations d'observation de l'Institut de RadioAstronomie Millimétrique  (IRAM : INSU-CNRS, MPG, IGN). Le deuxième observatoire est constitué d'une antenne radiomillimétrique de 30 m de diamètre situé sur le Pico Veleta en Espagne. Le siège de l'IRAM est à Grenoble. Article paru dans Astrophysical Journal 10/02/2010.

Source :  INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/premiere-localisation-de-l-eau-dans-un-systeme-planetaire

Communiqué sur le site de l'Institut de radioastronomie Millimétrique, IRAM

L'eau est un ingrédient indispensable à la vie sur terre. La plus grande quantité d'eau des océans terrestres provient probablement d'un nuage interstellaire qui s'est effondré et à donné naissance à notre système solaire. L'une des questions fondamentales dans l'étude de nos origines est de comprendre comment et où l'eau s'est formée et la manière dont les molécules ont trouvé leur chemin à partir du nuage interstellaire primitif jusqu'aux planètes, comme la terre, il y a environ 4,5 billion d'années.

Alors que les astronomes ne peuvent pas remonter le temps pour observer notre propre système solaire, ils peuvent par contre étudier des systèmes planétaires en formation autour d'étoiles jeunes proches.

Pour la première fois l'Interféromètre du Plateau de Bure de l'IRAM a pu localiser où se trouve l'eau dans un disque en rotation autour d'une de ces étoiles très jeunes, très semblables à notre soleil.

En raison des grandes quantités d'eau qui se trouvent dans notre propre atmosphère, les observations astronomiques de l'eau normale (H₂¹⁶O) exigent des satellites tels que le télescope spatial Herschel mis récemment sur orbite. Néanmoins, dans l'espace, environ une molécule d'eau sur 500 contient l'isotope lourd ¹⁸O de l'oxygène. Certaines émissions de cette eau plus lourde (H₂¹⁸O) peuvent traverser l'atmosphère terrestre et être captées par les télescopes au sol, tels ceux de l'IRAM. Comme les télescopes sur terre sont nettement plus grands et ont un pouvoir de résolution 100 fois plus grand que n'importe quel télescope en orbite, l'observation au sol permet aux astronomes de voir avec une grande précision la distribution de l'eau autour d'étoiles en formation.

Une équipe d'astronomes – Jes Joergensen de l'Université de Bonn (Allemagne) et du Centre for Star and Planet Formation de Copenhague (Danemark) et Ewine van Dishoeck de l'Observatoire de Leiden (Pays-Bas) et du Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik à Garching (Allemagne) - a utilisé l'interféromètre du Plateau de Bure pour observer l'eau sous sa forme lourde autour d'une étoile jeune, nommée NGC 1333 IRAS4B, qui s'est formée il y a seulement 10.000 à 50.000 années.

Les astronomes ont découvert que l'eau autour de cette jeune étoile n'est concentrée qu'à une distance de 25 unités astronomiques de l'étoile dans le disque en rotation, une distance qui correspond à peu près à l'orbite de Neptune dans notre propre système solaire. Des observations précédentes de cette jeune étoile laissaient supposer que l'eau provenait surtout du nuage primitif sous forme de pluie, s'accrétant au fur et à mesure dans le disque. Mais les données de l'IRAM montrent que la quantité d'eau contenue dans le disque de l'étoile jeune est 100 fois plus élevée que les prédictions basées sur le scénario décrit ci-dessus et correspond à environ cent fois la masse d'eau contenue dans les océans terrestres. « L'eau se trouve probablement dans une couche chaude juste au-dessus du niveau moyen du disque, où la plus part de l'oxygène disponible est incorporée dans les molécules d'eau par réaction chimique » explique Ewine van Dishoeck. « Contrairement au scénario précédant, la plupart des molécules d'eau arrivent sur le disque sous forme de fine pellicule de glace entourant des poussières. Une fois dans le disque, ces « manteaux de glace » s'évaporent très vite à cause des températures élevées proche de l'étoile jeune. »

« Les observations de cette vapeur d'eau ouvrent une nouvelle voie pour l'étude de l'eau autour d'étoiles jeunes en cours de formation et complèteront les observations qui pourront être réalisées par satellite » explique Jes Joergensen, auteur principal de la publication. « Seul l'interféromètre du Plateau de Bure de l'IRAM est capable actuellement de capter et mettre en images ces signaux de cet isotope de l'eau, qui sont très faibles.

Par ailleurs, l'interféromètre du Plateau de Bure observe à une longueur d'onde qui permet de sonder les disques en profondeur ce qui nous permet d'accéder aux procédés physiques et chimiques qui contrôlent les premières étapes dans l'évolution de ces disques qui sont les étapes cruciales vers la formation éventuelle de planètes. » Durant les trois prochaines années, le télescope spatial Herschel étudiera de l'eau, sous forme normale, dans de nombreux nuages proto-stellaires dans notre propre galaxie et ailleurs.

Conjointement à des observations similaires faites avec des grands instruments au sol, les astronomes seront en mesure de déterminer précisément où se trouve l'eau autour des étoiles en formation, dans quelles quantités et à quel stade d'évolution.

Publié dans "The Astrophysical Journal", le 10 février 2010.

Source :  IRAM http://www.iram-institute.org/EN/news-item.php?ContentID=12&rub=1&srub=12&ssrub=0&sssrub=0&id=20

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

La navette spatiale Endeavour, lancée aujourd'hui à 10:14:08 heure de Paris, achemine actuellement vers l'ISS deux modules complexes d'origine européenne : l'élément de jonction 3 ("Tranquility") et la coupole. L'installation de ces modules mettra un point final à l'édification de la composante non-russe de l'ISS, dont plus du tiers des éléments pressurisés auront été conçus et fabriqués en Europe.

L'élément de jonction 3 s'inscrit dans le cadre d'un accord de compensation conclu avec la NASA pour le lancement du laboratoire européen Columbus. Au titre de cet accord, l'ESA devait fournir deux des éléments de jonction (n°2 et n°3) pour l'ISS ainsi que des services et des équipements de laboratoire de haute technologie, en contrepartie du lancement de Columbus par la NASA à destination l'ISS, lancement qui a eu lieu en février 2008.

L'entreprise Thales Alenia Space Italie a développé l'élément de jonction 3 en tirant parti de l'expérience acquise par elle-même et par l'agence spatiale italienne (ASI) lors de la conception et de la fabrication de l'élément de jonction 2 et des modules logistiques polyvalents (MPLM)  utilisés pour transporter du fret vers l'ISS. Les éléments de jonction 2 et 3 ont été construits par l'industrie européenne sous la maîtrise d'oeuvre de Thales Alenia Space Italie.

La coupole, couverte par un accord distinct, est fournie en contrepartie de l'acheminement vers l'ISS et du rapatriement sur Terre par la NASA de cinq charges utiles de l'ESA. Elle a également été réalisée par l'industrie européenne, sous la conduite de Thales Alenia Space Italie.

L'élément de jonction 3 offrira un volume supplémentaire pour accueillir les astronautes ainsi que des équipements. C'est à son port d'amarrage orienté vers la Terre que prendra place la coupole d'observation, le plus grand ensemble de hublots jamais conçu pour l'espace. Avec la coupole, les astronautes disposeront d'un emplacement exceptionnel pour observer la Terre et pour installer des instruments permettant d'analyser les phénomènes atmosphériques intervenant dans le changement climatique.
 
"Je suis fière de la présence d'une technologie européenne au coeur de la coopération internationale la plus ambitieuse jamais entreprise à des fins pacifiques. Les responsabilités qui nous incombent désormais sont au moins à la hauteur de ce que nous avons déjà réalisé", a déclaré Simonetta Di Pippo, Directrice des Vols spatiaux habités à l'ESA. "Il nous appartient maintenant de poursuivre et de développer l'utilisation de ce laboratoire exceptionnel au bénéfice de l'humanité et de tirer parti de notre savoir-faire pour soutenir la compétitivité de l'industrie européenne et promouvoir le rôle de l'Europe dans les futures initiatives d'exploration spatiale ", a-t-elle ajouté.

Systèmes améliorés de soutien-vie pour l'ISS

L'élément de jonction 3 est sensiblement différent des précédents. Doté des toutes dernières technologies, il constitue l'élément pressurisé le plus complexe de l'ISS et offre un éventail de possibilités nettement supérieures aux prévisions initiales. Il doit accueillir des appareils destinés à l'équipage et des équipements de soutien-vie, dont certains auront été transférés du laboratoire américain Destiny, lequel pourra alors accueillir davantage de bâtis scientifiques.

Concrètement, l'élément de jonction 3 assurera l'élimination du dioxyde de carbone, la production de l'oxygène et le recyclage de l'eau, ce qui en fera le coeur du système de soutien-vie de la station spatiale. L'équipage - pouvant compter jusqu'à six astronautes - y trouvera également des toilettes supplémentaires et du matériel d'entrainement physique.

La coupole, quant à elle, sera utilisée pour télécommander le bras robotique de la station, superviser l'amarrage du véhicule de transfert automatique (ATV) et d'autres vaisseaux spatiaux,  faciliter les sorties dans l'espace et réaliser des observations scientifiques. Elle servira aussi de lieu de détente, les astronautes pouvant s'y installer pour profiter d'une vue panoramique sur la Terre et les étoiles.

L'ISS prête pour dix années d'exploitation supplémentaires

Alors qu'il reste seulement cinq navettes à lancer pour mener à bien la construction de l'ISS, le lancement réalisé aujourd'hui constitue une étape importante pour la station et la coopération internationale, mais aussi pour l'Europe. L'élément de jonction 3 et la coupole marquent l'aboutissement du volet européen du programme de développement de l'ISS. Cette mission se situe dans le prolongement de l'effort qui a démarré voici plus de deux ans avec le lancement de l'élément 2, premier élément pressurisé permanent construit par l'ESA, et qui s'est poursuivi le 11 février 2008 avec le raccordement du laboratoire européen Columbus.

Depuis, l'Europe recueille une moisson de données scientifiques et se familiarise avec l'exploitation de cet avant-poste permanent dans l'espace, acquérant ainsi des bases solides pour jouer un rôle fondamental dans la préparation des futurs vols habités. Forte de sa grande expérience dans le domaine de la coopération internationale, de l'existence d'une communauté scientifique dynamique, impatiente de saisir les opportunités de recherche offertes par l'ISS, et d'une industrie spatiale qui a démontré sa capacité à développer et à exploiter des engins spatiaux de haute technologie, l'Europe a des atouts pour mener de futures missions. Elle a par ailleurs entamé le développement de son nouveau système de transport spatial permettant d'exécuter un cycle de mission complet, depuis le lancement jusqu'à l'atterrissage : le véhicule de rentrée de haute technologie (ARV).

Roberto Vittori sera le prochain astronaute de l'ESA à gagner l'ISS, cela en tant que membre de l'équipage du vol STS-134 programmé pour le 29 juillet 2010. Ce vol offrira la possibilité d'acheminer vers l'ISS un instrument scientifique de la plus haute importance, le spectromètre magnétique Alpha, conçu pour chercher des traces d'antimatière et de matière noire - ce qui nous permettra de mieux comprendre les origines de l'Univers - et pour mesurer le rayonnement cosmique.

Un autre astronaute de l'ESA, Paolo Nespoli, lui succédera dans le cadre d'une mission de six mois à bord de l'ISS qui démarrera en novembre 2010. Paolo Nespoli fera partie, en qualité d'ingénieur de bord, des équipages Expédition 26 et 27. 


Pour tout complément d'information, veuillez consulter :
www.esa.int/Node3

Source : Communiqué de Presse de l'ESA N°02-2010 http://www.esa.int/esaCP/Pr_2_2010_p_FR.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Depuis sa découverte en 1930, Pluton n'était qu'un point de lumière dans les plus grands télescopes basés au sol. Mais le télescope spatial Hubble a maintenant cartographié la planète naine dans un détail jamais vu auparavant. La nouvelle carte est si bonne que les astronomes ont même pu détecter des changements sur la surface de la planète naine en comparant des images de Hubble prises en 1994 avec les images plus récentes prise en 2002-2003. La tâche est aussi difficile que d'essayer de voir les inscriptions sur un ballon de football situé à 65 kilomètres.

Crédit : NASA, ESA, and M. Buie (Southwest Research Institute)

La vue d'Hubble n'est pas assez nette pour voir des cratères ou des montagnes, s'ils existent sur la surface, mais Hubble révèle un monde complexe et varié avec un terrain blanc, orange sombre, et noir comme du charbon. On pense que la couleur globale est un résultat du rayonnement ultraviolet du lointain Soleil éloigné cassant le méthane qui est présent sur la surface de Pluton, laissant derrière un sombre résidu de la couleur de la mélasse et riche en carbone. Les astronomes étaient très étonnés de voir que l'éclat de Pluton a changé - le pôle nord est plus lumineux et l'hémisphère sud est plus foncé et plus rouge. L'été approche au pôle nord de Pluton, et ceci peut causer que la glace en surface fonde et recongèle dans la partie ombragée plus froide de la planète. Les images de Hubble soulignent que Pluton n'est pas simplement une boule de glace et de roche mais un monde dynamique qui subit des changements atmosphériques spectaculaires.

Crédit : NASA, ESA, and M. Buie (Southwest Research Institute)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/06

http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/pluto-20100204.html

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

En utilisant les données du télescope spatial Hubble NASA-ESA, une équipe européenne (1) d'astronomes incluant six chercheurs de l'Observatoire de Paris et du CNRS a pour la première fois établi un recensement exhaustif des galaxies, par type morphologique, depuis l'époque actuelle jusqu'à une période se situant avant la formation du système solaire. Ils démontrent que plus de la moitié des galaxies spirales actuelles avaient des formes particulièrement étranges, il y a 6 milliards d'années. Si ce résultat est confirmé cela implique que les phénomènes de collisions et de fusions entre galaxies jouent un grand rôle dans le passé récent de ces objets. Par contre, notre galaxie, la Voie lactée, aurait échappé à ces fusions durant les derniers milliards d'années.

L'étude de la formation des galaxies et de leur évolution morphologique est un sujet extrêmement débattu dans la communauté astronomique. Un outil important est la séquence de Hubble qui donne une classification des galaxies en fonction de leur morphologie. Cette classification a été proposée par Hubble dès 1926. C'est l'évolution de cette séquence morphologique qui est au cœur des débats.

Une équipe d'astronomes européens menés par François Hammer du laboratoire "Galaxies, Etoiles, Physique et Instrumentation" (GEPI, Observatoire de Paris, INSU-CNRS ; Université Paris Diderot) a pour la première fois étudié en parallèle la morphologie de 116 galaxies locales et de 148 galaxies éloignées, construisant ainsi deux séquences de Hubble, une actuelle et une il y a 6 milliards d'années. Cette démarche consistant à étudier les objets à deux époques différentes de l'histoire de l'Univers permet de mieux comprendre l'évolution des galaxies.

Contrairement à ce que l'on croyait, les astronomes démontrent que la séquence de Hubble il y a six milliards d'années est très différente de celle que nous connaissons aujourd'hui. "Il y a six milliards d'années, il y avait beaucoup plus de galaxies particulières que maintenant - un résultat très étonnant," dit Rodney Delgado-Serrano, co-auteur de l'article paru dans Astronomy and Astrophysics (2) . "Ceci signifie qu'en six milliards d'années, ces galaxies particulières doivent se transformer en galaxies spirales, impliquant de profondes transformations à des époques relativement récentes."

Les astronomes pensent que ces galaxies particulières se sont transformées en galaxies spirales par collisions ou fusions. La découverte de l'histoire de la formation et de l'évolution des galaxies nous apporte des éléments essentiels pour comprendre notre Univers actuel. Les galaxies, dans leur schéma évolutif, ont connu des épisodes chaotiques. Ceci a donné lieu à des phénomènes de rencontres violentes entre galaxies, pouvant conduire à des fusions de galaxies, créant ainsi de nouvelles galaxies de plus en plus grandes.

On pensait auparavant que ces périodes de fusions se situaient bien plus tôt dans l'âge de l'Univers, c'est-à-dire il y a plus de 8 milliards d'années. Les nouvelles données font donc apparaître que les phénomènes de collisions et de fusions galactiques se sont déroulés bien plus récemment, il y a moins de 6 milliards d'années.

"Notre but est d'identifier le scénario reliant les galaxies ayant émis leurs lumières il y a 6 milliards d'années, aux galaxies actuelles ; pour cela il est indispensable de connaître très précisément les propriétés des galaxies aux deux époques échantillonnées.", dit F. Hammer.

En outre, contrairement à l'opinion très répandue que les fusions de galaxies entraine la formation de galaxies elliptiques, F. Hammer et son équipe développent un scénario qui conduit, à partir de la fusion de deux galaxies, à la création d'une galaxie spirale. Dans un précédent papier, publié dans Astronomy and Astrophysics (3), ils proposent que les galaxies particulières sont en train de subir des fusions, expliquant leurs formes étranges. Durant ce processus, ces galaxies, particulièrement riches en gaz, se transforment progressivement en grandes galaxies spirales avec un disque et un bulbe central.

Bien que notre propre Galaxie soit une galaxie spirale, il semble qu'elle ait, au cours de la plus grande partie de son histoire, évité les collisions violentes. Cependant, la grande galaxie Andromède notre proche voisine, n'a pas été aussi chanceuse et semble avoir subit des fusions importantes s'insérant donc assez bien dans le scénario proposé de construction des galaxies spirales.

F. Hammer et son équipe ont utilisé les données fournies par le Sloan Digital Sky Survey (Apache Point Observatory, USA) et les données du télescope spatial Hubble (NASA-ESA).

Notes

(1) Font partie de cette équipe François Hammer, Rodney Delgado-Serrano, Mathieu Puech, Hector Flores, Myriam Rodrigues, Yanbin Yang (GEPI-Observatoire de Paris, INSU-CNRS, Université Paris-Diderot) et Lia Athanassoula (LAM, INSU-CNRS, Université de Marseille).

(2) R. Delgado-Serrano, F. Hammer, Y. B. Yang, M. Puech, H. Flores & M. Rodrigues, 2010, « How was the Hubble Sequence, 6 Giga-years ago ? », Astronomy & Astrophysics, 509, A78

(3) F. Hammer, H. Flores, M. Puech, Y. B. Yang, E. Athanassoula, M. Rodrigues & R. Delgado 2009, The Hubble Sequence : just a vestige of merger events ?, Astronomy & Astrophysics, 507, 1313

Pour plus d'informations

Les travaux sont présentés dans un article paru le 22 janvier 2010 dans la revue Astronomy & Astrophysics sous le titre : How was the Hubble Sequence, 6 Giga-years ago ?, R. Delgado-Serrano et al, 2010, A&A 509, A78.
Le document peut être téléchargé à l'adresse : http://arxiv.org/abs/0906.2805

Source : Observatoire de Paris http://www.grandpublic.obspm.fr/L-origine-des-galaxies-spirales

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

L'ESO vient de diffuser une magnifique image, prise avec le VLT, de la nurserie stellaire géante entourant NGC 3603 dans laquelle des étoiles naissent en permanence. Un amas de jeunes étoiles massives, parmi les plus lumineux et les plus compacts de la Voie Lactée, est enfoui dans cette pittoresque nébuleuse et représente ainsi un excellent modèle « local » des régions de formations très actives d'étoiles dans les autres galaxies. Cet amas abrite également l'étoile la plus massive « pesée » jusqu'à présent.

NGC 3603 est une région à très fort taux de formation stellaire : une usine cosmique où les étoiles se forment frénétiquement à partir d'immenses nuages de gaz et de poussière de la nébuleuse. Située à 22.000 années-lumière de notre Soleil, c'est la plus proche région de ce type connue dans notre galaxie, fournissant ainsi aux astronomes un terrain d'observation local pour étudier les processus de  formation intense d'étoiles, très courants dans les autres galaxies, mais difficiles à observer en détail à cause de leur très grande distance de la Terre.

La nébuleuse doit sa forme à la lumière intense et aux vents venant des jeunes étoiles massives qui « lèvent le rideau » de gaz et de poussière révélant une multitude de soleils embrasés. Le centre de l'amas d'étoiles à l'intérieur de NGC 3603 abrite des milliers d'étoiles de toutes sortes (eso9946) : la majorité a une masse similaire ou plus petite que celle de notre Soleil, mais les plus spectaculaires sont les quelques étoiles très massives proches de la fin de leur vie. Plusieurs étoiles bleues super-géantes sont entassées dans un volume inférieur à un cube d'une année-lumière de côté (une année-lumière = 9.461 milliards de km) avec trois étoiles de type Wolf-Rayet – des étoiles extrêmement brillantes et massives qui éjectent de grandes quantités de matière avant de terminer dans de gigantesques explosions connues sous le nom de supernovae. En utilisant une autre série d'observations récemment réalisées avec l'instrument SINFONI sur le très grand télescope (le VLT) de l'ESO, les astronomes ont confirmé que l'une de ces étoiles est environ 120 fois plus massive que notre Soleil, se distinguant ainsi comme l'étoile la plus massive de la Voie Lactée connue à ce jour [1].

Les nuages de NGC 3603 nous offrent une photo de famille d'étoiles à différents stades de leur vie, avec des structures gazeuses qui sont encore en train d'évoluer en étoiles, des étoiles récemment nées, des étoiles adultes et d'autres approchant la fin de leur vie.  Toutes ces étoiles ont à peu près le même âge, un million d'années, un clin d'œil comparé aux cinq milliards d'années de notre Soleil et du système solaire. Le fait que certaines étoiles commencent à peine leur vie alors que d'autres sont déjà en train de mourir est dû à l'extraordinaire diversité de leur masse : Les étoiles ayant une grande masse, étant très lumineuses et très chaudes, se consument beaucoup plus rapidement au cours de leur vie que leurs homologues, moins massives, moins lumineuses et plus froides.

La toute nouvelle image publiée, obtenue avec l'instrument FORS sur le VLT au Cerro Paranal, au Chili, dépeint un grand champ autour de l'amas d'étoiles et révèle la riche texture des nuages de gaz et de poussière environnants.

Note

[1] L'étoile NGC 3603-A1 est un système à éclipses de deux étoiles orbitant l'une autour de l'autre en 3,77 jours. La masse de l'étoile la plus massive est estimée à 116 masses solaires tandis que son compagnon a une masse de 89 masses solaires.

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-05-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) de Mars Express a imagé de jeunes et vieux cratères dans cette vue de la région de Southern Highlands de Mars.

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

Faisant partie de la région de Sirenum Fossae dans les Southern Highlands, les Plateaux du Sud, le secteur dans cette image est centré à environ 28°S/185°E. L'image capture un secteur au nord du cratère Magelhaens. Elle s'étend sur 230 kilomètres par 127 kilomètres et couvre environ 29.450 kilomètres carrés, soit à peu près la taille de la Belgique. La résolution de l'image est approximativement de 29 mètres par pixel.

Sirenum Fossae se prolonge sur plus de 2.500 kilomètres au sud-ouest de la région volcanique de Tharsis, qui contient Olympus Mons, le plus haut volcan dans notre Système solaire. Sirenum Fossae est un système de grabens, constitué par des tensions exercées sur la croûte pendant le soulèvement de la région de Tharsis. Un graben est visible en tant que deux ensembles de lignes parallèles courant de haut en bas à la gauche du centre.

Les Plateaux du Sud sont plus anciens que les Basses-Terres du Nord (Northern Lowlands), d'après le nombre plus grand de cratères d'impact vus pour couvrir la région. Les cratères de 50 kilomètres de diamètre sont courants dans ce secteur et ont habituellement souffert de l'érosion, indiquant qu'ils ont été formés au cours des périodes anciennes.

Il y a un cratère d'impact avec un diamètre d'environ 28 kilomètres à la gauche de l'image. Contrairement à d'autres cratères dans son voisinage, il a subi moins d'érosion - son bord de cratère et sa crête centrale sont encore préservées. Il y a trois autres cratères tout près : à l'ouest est un grand cratère avec un diamètre de 56 kilomètres, au nord-est un qui s'étirent sur 34 kilomètres de large et un plus petit cratère de seulement 9 kilomètres de diamètre au sud.

Sur la base de leurs aspects, les cratères peuvent être placés dans un ordre d'âge. Les deux plus grands sont les plus vieux parce qu'ils ont été partiellement détruits par le cratère de taille moyenne. Le plus petit est le plus jeune parce qu'il a frappé le bord du cratère de taille moyenne.

Dans la partie centrale de l'image, un plateau est reconnaissable et fait preuve de plus d'érosion. En particulier, il y a un large système de vallées sur la pente ouest.

http://www.esa.int/esaSC/SEMJLFSJR4G_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope spatial Hubble a observé un mystérieux motif de débris en forme de X et des flots de poussières à la traîne qui suggèrent une collision frontale entre deux astéroïdes. Les astronomes ont longtemps pensé que la ceinture d'astéroïdes se constitue par collisions, mais un tel accident n'a jamais été vu auparavant.

Les collisions d'astéroïdes sont énergiques, avec une vitesse moyenne d'impact plus de 17.700 kilomètres par heure, ou cinq fois plus rapide qu'une balle de fusil. L'objet en forme de comète imagé par Hubble, appelé P/2010 A2, a été découvert la première fois par le programme de surveillance Lincoln Near-Earth Asteroid Research, ou LINEAR, le 06 Janvier. Les nouvelles images de Hubble prises les 25 et 29 Janvier montrent un motif complexe en X de structures filamenteuses près du noyau.

Crédit : NASA, ESA, and D. Jewitt (University of California, Los Angeles)

"C'est très différent des enveloppes régulières de poussières des comètes normales,"  note l'investigateur principal David Jewitt de l'Université de Californie à Los Angeles. "Les filaments sont faits de poussières et de graviers, vraisemblablement éjectés récemment du noyau. Certains sont rejetés en arrière par la pression de radiation des rayons du Soleil pour créer des traînées droites de poussières. Incorporés dans les filaments sont des taches de poussières en co-mouvement qui provenaient probablement de minuscules corps parents invisibles."

Hubble montre que le noyau principal de P/2010 A2 se tient à l'extérieur de son propre halo de poussières. Ceci n'a jamais été vu auparavant dans un objet en forme de comète. On estime que le noyau est de 140 mètres de diamètre.

Les comètes normales tombent dans les régions intérieures du Système solaire des réservoirs glacés de la Ceinture de Kuiper et du nuage d'Oort. Lorsque les comètes s'approchent du Soleil et se réchauffent, la glace proche de la surface se vaporise et éjecte du matériel du noyau solide de la comète par l'intermédiaire de jets. Mais P/2010 A2 a une origine différente. Elle orbite dans les régions chaudes et intérieures de la ceinture d'astéroïdes où ses voisins les plus proches sont les corps rocheux secs manquant de matériaux volatils.

Ceci laisse ouvert la possibilité que la queue complexe de débris est le résultat d'un impact entre deux corps, plutôt que la fonte simplement de glace d'un corps parent.

"Si cette interprétation est correcte, deux petits astéroïdes précédemment inconnus se sont récemment heurtés, créant une pluie de débris qui ont été balayés dans une queue du lieu de la collision par la pression de la lumière du Soleil, " a indiqué Jewitt.

Le noyau principal de P/2010 A2 serait le reste survivant de cette soi-disant collision à hypervitesse.

L'aspect filamenteux de P/2010 A2 est différent de tout ce qu'on peut voir dans des images de Hubble de comètes normales, cohérent avec l'action d'un processus différent," note Jewitt. Une origine d'impact serait également compatible avec l'absence de gaz dans les spectres enregistrés en utilisant les télescopes au sol.

La ceinture d'astéroïdes contient d'abondantes preuves d'anciennes collisions qui ont brisé des corps précurseurs en fragments. L'orbite de P/2010 A2 est compatible avec l'appartenance à la famille d'astéroïdes Flora, produite par l'éclatement par collision il y a plus de 100 millions d'années. Un fragment de cette ancienne collison pourrait avoir heurté la Terre il y a 65 millions d'années, déclenchant une extinction de masse qui a éliminé les dinosaures. Mais, jusqu'à présent, aucune telle collision d'astéroïdes n'a été "prise en flagrant délit".

Au moment des observations de Hubble, l'objet était approximativement à 290 millions de kilomètres du Soleil et à 145 millions de kilomètres de la Terre. Les images de Hubble ont été enregistrées avec la nouvelle caméra WFC3 (Wide Field Camera 3), qui est capable de détecter des fragments de la taille d'une maison à la distance de la ceinture d'astéroïdes.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/07

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie