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En utilisant les observations de la sonde Cassini, une équipe d'astronomes français de l'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides (Observatoire de Paris / CNRS / UPMC / université Lille 1), et du laboratoire GeoAzur (Observatoire de la Côte d'Azur / CNRS / Université de Nice-Sophia Antipolis / IRD) parviennent à préciser les positions possibles d'une 9e planète dans le système solaire. Ce résultat fait l'objet d'un article scientifique paru le 22 février 2016 dans Astronomy & Astrophysics letters.

Les objets de la ceinture de Kuiper, petits corps similaires à Pluton au-delà de Neptune, présentent une répartition particulière qu'il est difficile d'expliquer par le simple hasard.

C'est ce qui a conduit Konstantin Batygin et Mike Brown (Caltech/USA) à proposer dans un article paru le 20 janvier 2016 dans Astronomical Journal, l'existence d'une neuvième planète de 10 masses terrestres dont les perturbations sur les objets de Kuiper aurait pu conduire à leur distribution actuelle. Par des simulations numériques, ils ont déterminé l'orbite possible de cette planète. Pour permettre de reproduire la distribution observée des objets de Kuiper, cette orbite, avec un demi grand axe de 700 UA, doit être très excentrique (e=0.6) (voir Figure 2) et inclinée (i=30), mais aucune contrainte sur la position actuelle de cette planète n'est proposée par l'étude de Batygin et Brown. Ceci ne facilite pas la tâche des observateurs qui doivent scruter toutes les directions possibles en longitude sur 360° pour tenter de l'apercevoir.

Depuis 2003, Agnès Fienga (Astronome à l'Observatoire de la Côte d'Azur),
Jacques Laskar (directeur de recherche au CNRS) et leur équipe développent les éphémérides planétaires INPOP[1], qui permettent de calculer le mouvement des planètes dans le système solaire avec la plus grande précision.

En particulier, grâce aux données de la sonde Cassini (NASA / ESA / ASI), la distance entre la Terre et Saturne est connue avec une incertitude de l'ordre de 100 m. Les chercheurs ont alors eu l'idée d'utiliser ces données pour tester la possibilité de rajouter une neuvième planète dans le système solaire, comme il a été proposé par Batygin et Brown.

Dans l'étude publiée le 22 février 2016 dans Astronomy & Astrophysics letters, l'équipe française montre que selon la position de la planète par rapport à son périhélie (« true anomaly » sur la figure 1), cette planète induit des perturbations sur l'orbite de Saturne qui peuvent être détectées par l'analyse des données de la sonde Cassini, en orbite autour de Saturne depuis 2004.

Les chercheurs ont pu calculer cet effet induit par la 9e planète et comparer l'orbite perturbée aux données de Cassini. Pour des directions par rapport au périhélie inférieures à 85° ou supérieures à - 65°, les perturbations induites par la 9e planète sont incompatibles avec les distances observées par la sonde Cassini, de même que pour des directions entre -130° et -100° (Fig. 1).

Ce résultat permet d'exclure une moitié des directions en longitude dans laquelle la planète ne peut pas se trouver (Fig. 2).

D'autre part, il apparait que pour certaines directions, l'ajout de la 9e planète diminue les écarts entre le modèle calculé par les astronomes et les distances observées, par rapport à un modèle qui ne comprendrait pas cette neuvième planète. Ceci rend plausible la présence de celle-ci dans une zone comprise entre 108° et 129° par rapport au périhélie, avec un maximum de probabilité pour 118°(Fig. 2).

L'existence d'une neuvième planète ne pourra être confirmée que par son observation directe, mais en restreignant les directions possibles de recherche, l'équipe française apporte une importante contribution dans cette quête.

Note(s): 

[1] Depuis 2003, l'Observatoire de Paris et l'Observatoire de la Côte d'Azur étudient le mouvement des planètes du système solaire et de la Lune grâce à un modèle baptisé INPOP. Ce modèle utilise sur les positions planétaires déduites de l'analyse des données de navigation de sondes telles Mars Express, Venus Express… INPOP a ainsi généré les premières éphémérides indépendantes européennes, actuellement valorisées par la mission GAIA. Le CNES a soutenu son développement de 2011 à 2015.

 Références :

Constraints on the location of a possible 9th planet derived from the Cassini data, A. Fienga, J. Laskar, H. Manche, M. Gastineau. (arXiv)

Source : Communiqué de Presse du CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/4427.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La publication de cette magnifique image de la Voie Lactée marque l'achèvement du vaste sondage de notre Galaxie (ATLASGAL) au moyen du télescope APEX. Depuis le Chili, APEX a pour la toute première fois cartographié l'ensemble du plan galactique visible depuis l'hémisphère sud à des longueurs d'onde millimétriques – situées entre l'infrarouge et le domaine radio – et à une résolution supérieure à celle des sondages récemment effectués depuis l'espace. Véritable précurseur, le télescope APEX de 12 mètres permet aux astronomes d'étudier l'Univers froid : le gaz ainsi que la poussière portés à quelques dizaines de degrés seulement au-dessus du zéro absolu.

APEX, le télescope de sondage de l'Atacama (Atacama Pathfinder EXperiment telescope), opère à quelque 5100 mètres d'altitude, sur le plateau Chajnantor au Chili, dans la région de l'Atacama. Le sondage ATLASGAL a bénéficié des remarquables potentialités de ce télescope, notamment de sa capacité à offrir une vue détaillée de la distribution de gaz froid le long du plan de notre Galaxie, la Voie Lactée [1]. Sur cette nouvelle image figure la plupart des régions de formation d'étoiles situées dans la partie australe de la Voie Lactée [2].

Les nouvelles cartes ATLASGAL couvrent une zone du ciel longue de 140 degrés et large de 3 degrés. Elles sont quatre fois plus étendues que la toute première publication d'ATLASGAL [3]. En outre, les nouvelles cartes sont de meilleure qualité, certaines régions ayant fait l'objet de nouvelles observations afin de garantir des données de même qualité sur l'ensemble de la zone sondée.

Le sondage ATLASGAL a d'ores et déjà donné lieu à la publication de quelque 70 articles scientifiques, consacrant ainsi le programme APEX dont le succès devrait perdurer, l'ensemble des produits de données réduites étant désormais accessible à toute la communauté astronomique [4].

Au cœur d'APEX figurent ses détecteurs, tel LABOCA (the LArge BOlometer Camera) utilisé dans le cadre du sondage ATLASGAL. LABOCA mesure le rayonnement incident en enregistrant la faible hausse de température qu'il occasionne sur ces détecteurs. Il peut ainsi détecter l'émission en provenance des bandes de poussière sombre et froide qui obscurcissent la lumière stellaire.

La nouvelle version d'ATLASGAL vient compléter les observations effectuées au moyen du satellite Planck de l'ESA [5]. La combinaison des données de Planck et d'APEX a permis aux astronomes de détecter le rayonnement en provenance d'une zone du ciel plus étendue et d'en déduire la fraction de gaz dense à l'intérieur même de la Galaxie. Les données d'ATLASGAL ont également été utilisées pour recenser les nuages froids et massifs au sein desquels se forment les nouvelles générations d'étoiles.

“ATLASGAL offre un remarquable aperçu des régions de formation de la prochaine génération d'étoiles massives ainsi que d'amas. En combinant ces données aux observations de Planck, nous pouvons à présent établir un lien vers les structures à grande échelle de vastes nuages moléculaires” précise Timea Csengeri de l'Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie (MPIfr), Bonn, Allemagne, qui a dirigé les travaux associant les données de Planck à celles d'APEX.

Le télescope APEX a récemment fêté ses dix années de recherches fructueuses sur l'Univers froid. Il joue un rôle important, non seulement en sa qualité d'explorateur, mais également en tant qu'instrument complémentaire d'ALMA, le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama, implanté lui aussi sur le Plateau Chajnantor. APEX est constitué d'une antenne prototype conçue dans le cadre du projet ALMA ; il a découvert de nombreuses cibles qu'ALMA peut étudier en détail.

Leonardo Testi de l'ESO, membre de l'équipe ATLASGAL et chef de projet scientifique européen d'ALMA, conclut ainsi : “ATLASGAL nous a permis de porter un nouveau regard sur le milieu interstellaire dense de notre galaxie, la Voie Lactée. La publication de la nouvelle version du sondage complet offre la possibilité d'effectuer de nouvelles découvertes à partir de ce merveilleux ensemble de données. De nombreuses équipes de scientifiques utilisent déjà les données d'ATLASGAL pour planifier des suivis détaillés au moyen d'ALMA”.

Notes

[1] La carte a été constituée à partir des observations d'APEX effectuées à la longueur d'onde de 870 µm (0,87 millimetres).

[2] La partie septentrionale de la Voie Lactée avait déjà été cartographiée par le Télescope James Clerk Maxwell (JCMT) ainsi que par d'autres télescopes. Le ciel austral revêt toutefois une importance toute particulière puisqu'il abrite le centre galactique et parce qu'il est accessible aux suivis d'observations détaillées effectués par ALMA.

[3] Le premier jeu de données couvrait une surface du ciel voisine de 95 degrés carrés, correspondant à une bande large de deux degrés et longue de 40 degrés courant le long du plan galactique. Les cartes définitives couvrent une superficie de 420 degrés carrés – elles sont donc plus de quatre fois plus étendues.

[4] Les produits de données sont accessibles via les archives de l'ESO.

[5]Les données de Planck couvrent l'intégralité du ciel mais sont dotées d'une faible résolution. Les données d'ATLASGAL ne couvrent que le plan galactique mais sont caractérisées par une résolution élevée. Le fait de combiner l'un et l'autre jeu de données permet de disposer d'une excellente dynamique spatiale.

Plus d'informations :  

ATLASGAL est le fruit d'une collaboration entre l'Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie (MPIfr), l'Institut Max Planck d'Astronomie (MPIA), l'ESO et l'Université du Chili.

APEX résulte d'une collaboration entre l'Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie (MPIfr), l'Observatoire Spatial Onsala (OSO) et l'ESO. L'exploitation d'APEX à Chajnantor est assurée par l'ESO.

ALMA est le fruit d'un partenariat entre l'ESO, l’U.S. National Science Foundation (NSF) et le National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec la République du Chili. ALMA est financé par l'Observatoire Européen Austral (ESO) pour le compte de ses Etats membres, par la NSF en coopération avec le National Research Council du Canada (NRC) et le National Science Council of Tawain (NSC) et par le NINS en coopération avec l’Academia Sinica (AS) à Taiwan et le Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, 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. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. 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 (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.

Liens :  

- Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie (MPIfr)

- Observatoire Spatial Onsala (OSO)

- ATLASGAL au MPIfr

- Article de Csengeri et al. de 2016 sur la combinaison avec les données de Planck

- Articles mentionnant ATLASGAL dans la Bibliographie des Télescopes de l'ESO

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1606/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Bien que près de 2.000 planètes aient été découvertes autour d'autres étoiles, la lumière de seulement une poignée d'entre elles a déjà été recueillie par les télescopes les plus puissants du monde. Ironiquement, beaucoup d'entre elles sont détectées par l'ombre qu'elles projettent, lorsqu'elles passent devant leurs étoiles parentes. Les observations complémentaires mesurent la faible mais révélatrice attraction gravitationnelle de la planète sur son étoile parente. Maintenant, les astronomes du télescope spatial Hubble ont été en mesure de détecter la faible lueur infrarouge d'une planète géante située à 170 années-lumière de la Terre. Non seulement elle luit, mais aussi vacille rythmiquement lorsque la planète tourne sur son axe comme une toupie. L'interprétation est que les changements subtils dans la luminosité de la planète résultent d'une couverture nuageuse variée de taches relativement claires et sombres qui vont et viennent. Ces mesures ont conduit à une estimation de la vitesse à laquelle la planète est en train de tourner par l'observation directe - une première pour les astronomes d'exoplanètes. Le monde gazeux effectue une rotation toutes les 10 heures, ce qui, comme par hasard, est la même vitesse de rotation que Jupiter.

La planète est qualifiée de « super-Jupiter », car elle est de quatre fois la masse de Jupiter, la plus grosse planète connue dans notre Système solaire. Parce que la planète est une relative nouveau-née, elle est encore chaude lorsqu'elle se contracte sous l'effet de la gravité. Ces caractéristiques permettent des observations dans l'infrarouge. La planète orbite autour d'une faible naine brune, désignée 2M1207. La naine est trop petite pour briller comme les étoiles le font par le biais de la fusion nucléaire. La naine est si faible et loin de la planète que les astronomes ont réussi à l'isoler de la lueur de la planète.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/05/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'eau a laissé sa marque de plusieurs façons dans cette scène martienne capturée par Mars Express de l'ESA.

Arda Valles - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

La région est située sur le bord ouest d'un ancien grand bassin d'impact, comme le montre la carte de contexte. L'image montre la partie occidentale de l'Arda Valles, un bassin hydrographique dendritique à 260 km au nord du cratère Holden et à proximité de Ladon Valles.

De vastes volumes d'eau ont coulé autrefois des hautes terres du sud, sculptant Ladon Valles et accumulant de l'eau dans le grand bassin de Ladon vu dans cette image.

Les vues en plan montrent la configuration dendritique frappant des vallées (à gauche). De nombreux cours d'eau contribuants fusionnent dans les affluents des principaux canaux avant de se jeter dans le bassin d'impact au fond lisse vers la droite.

Arda Valles dans le contexte - Crédit : NASA MGS MOLA Science Team

Dans le centre supérieur de l'image principale – aussi clairement identifié dans les images de topographie et l'anaglyphe – un grand monticule est vu avec un cratère 8,5 km de large à ses pieds. La butte est peut-être le vestige d'un bassin d'impact plus âgé, mais peut aussi avoir été influencé par des sédiments transportés par les cours d'eau environnants, constituant un dépôt en éventail.

Topographie de Arda Valles - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Dans le centre droit de l'image, un grand cratère de 25 km de large a aussi été comblé par des épais sédiments boueux qui se sont effondrés plus tard dans le terrain chaotique vu dans le fond du cratère. Les nodules entassés dans le cratère indiquent probablement l'ancien niveau des sédiments de remblaiement.

Arda Valles en perspective - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

En haut à droite de la scène, la surface est également divisée en un nombre de polygones géants, probablement liés à la perte de glace souterraine et l'évaporation lente de l'eau qui était autrefois omniprésente dans ce secteur.

Les caractéristiques plus concentriques semblables des fractures observées dans le plancher lisse du grand bassin sont probablement également liées aux contraintes dans la surface résultant de la compaction de la grande quantité de sédiments remplissant le bassin.

Certaines des fractures semblent joindre le cratère central au plancher du bassin plus lisse, particulièrement visible dans la vue en perspective. Elles pourraient être une manifestation ultérieure des contraintes dues à l'affaissement ou le compactage des matériaux de surface.

Enfin, dans le centre inférieur de l'image, juste au-dessus du cratère au fond de la scène et vers la fin des canaux dendritiques, des dépôts en couches et de couleur claire ont été identifiés. Ce sont des minéraux argileux, connus pour se former en présence d'eau.

Vue en 3D de Arda Valles - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Mars_Express/Footprints_of_a_martian_flood

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2015 ER61 (PANSTARRS)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images CCD obtenues le 14 Mars 2015 avec le télescope Pan-STARRS1 de 1.8-m de Haleakala, avec des observations supplémentaires datant des 21 et 23 Janvier et du 16 Février 2015 identifiées par la suite, et ayant reçu la désignation de 2015 ER61 en tant que planète mineure, a montré des signes d'activité cométaire lors d'observations ultérieures.

Les éléments orbitaux presque parabolique de la comète C/2015 ER61 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 09 Mai 2017 à une distance d'environ 1,04 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16C01.html (MPEC 2016-C01)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20ER61;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2015 PD229 (ISON-Cameron)

David A. Cameron (Université de Rochester) a rapporté l'astrométrie le 14 Août 2015 au Minor Planet Center d'une comète apparente trouvée sur les images CCD prises les 27 et 28 Mai 2015 pour rechercher des objets trans-neptuniens avec le télescope Blanco de 4.0-m (+ DECAM + filtre à large bande "VR" ) à Cerro Tololo par E. E. Mamajek, F. Moolekamp, D. J. James, et lui-même; l'objet a été apparemment trouvé par Cameron et décrit par lui comme une source ponctuelle. Leurs images ont été affichées à l'adresse URL http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/DECAM/COMET1/.

Après la réception du rapport de Cameron, un rapport de découverte émis par L. Elenin pour un objet ayant l'apparence d'un astéroïde observé le 15 Août 2015 avec le télescope de 0,4-m f/2.4 du réseau scientifique international optique (ISON) à Siding Spring a été reçu; cet objet a reçu la désignation de 2015 PD229 en tant que planète mineure et a été annoncé par le Minor Planet Center (réf : MPEC 2015-Q08, et MPEC 2015-Q15), sans que le rapport avec la comète soit établi. Lorsque le lien a été fait et publié sur la MPEC 2015-Q17, G. V. Williams a écrit: "Cet objet a été signalé comme une comète (sans aucun détail sur l'apparence) par l'équipe DECam le 14 Août. Il a été signalé comme un candidat sur la page NEOCP (NEO Confirmation Page) le 16 Août par l'équipe de ISON-Siding Spring. Des détails sur l'apparence cométaire en Mai ont été soumis le 18 Août, suite à l'incitation par le soussigné [G. V. Williams]. Le lien entre les deux séries d'observations a été fait après que l'objet soit retiré de la NEOCP et désigné. Aucun des rapports en Août n'a mentionné la détection de caractéristiques cométaires, d'où la présente annonce sous une dénomination de planète mineure. Il y a un écart d'à peu près deux magnitudes dans les magnitudes absolues déterminées à partir des observations de Mai seules, et des observations du mois d'Août seules. La confirmation de toute possible activité cométaire est donc très souhaitable."

Même si aucune autre activité cométaire n'a été rapportée par d'autres observateurs, l'objet a été annoncé sur la MPEC 2016-C2 (du 01 Février 2016) comme une comète - utilisant le nom de "ISON-Cameron", lequel est en cours d'examen par l'IAU Working Group on Small Bodies Nomenclature (vs. l'ordre chronologique standard "Cameron-ISON").

Les éléments orbitaux elliptiques de la comète P/2015 PD229 (ISON-Cameron) indiquent un passage au périhélie le 14 Août 2015 à une distance d'environ 4,8 UA du Soleil, et une période d'environ 19,2 ans pour cette comète de la famille de Jupiter (considérée à l'origine comme un "actif" Centaure).

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16C02.html (MPEC 2016-C02)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20PD229;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2008 Y2 = 2016 A9 (Gibbs)

E. Schwab et M. Micheli ont signalé la redécouverte de la comète P/2008 Y2 (Gibbs). Les images CCD obtenues par P. Ruiz le 10 Janvier 2016 avec le télescope de 1.0-m f/4.4 de l'ESA Optical Ground Station à Tenerife ne montrent pas de chevelure mais une queue est visible en p.a 302 degrés (mesurée par Schwab, Micheli, D. Koschny, A. Knoefel, et M. Busch). Micheli ajoute qu'une observation de confirmation a été obtenue par J. S. Silva, D. Lazzaro, F. Monteiro, R. Souza, et T. Rodrigues le 12 Janvier 2016 avec un télescope de 1.0-m f/7 à l'Observatorio Astronomico do Sertao de Itaparica (Nova Itacuruba, Perambuco, Brésil), sans détail sur l'apparence de l'objet.

La comète P/2008 Y2 (Gibbs), découverte initialement le 31 Décembre 2008 par Alex R. Gibb dans le cadre du Catalina Sky Survey avec le télescope Schmidt de 0.68m, avait été observée pour la dernière fois le 30 Avril 2009 après son passage au périhélie du 22 Janvier 2009.

Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2008 Y2 = 2016 A9 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 05 Novembre 2015 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil, et une période d'environ 6,78 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16C42.html (MPEC 2016-C42)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 Y2 = 2016 A9 (Gibbs) a reçu la dénomination définitive de 335P/Gibbs en tant que 335ème comète périodique numérotée.

C/2016 C1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images CCD obtenues le 12 Février 2016 avec le télescope Pan-STARRS1 de 1.8-m de Haleakala. Après publication sur la page PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, l'apparence cométaire de l'objet a été confirmée par plusieurs astrométristes.

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2016 C1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 05 Janvier 2016 à une distance d'environ 8,5 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16CH5.html (MPEC 2016-C175)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 15 Février 2016 à une distance d'environ 8,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16H35.html (MPEC 2016-H35)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20C1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues.

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

LIGO ouvre une nouvelle fenêtre sur l'Univers avec l'observation d'ondes gravitationnelles provenant d'une collision de deux trous noirs. Pour la première fois, des scientifiques ont observé des ondulations de l'espace-temps, appelées ondes gravitationnelles, produites par un événement cataclysmique dans l'Univers lointain atteignant la Terre après un long voyage. Cette découverte confirme une prédiction majeure de la théorie de la relativité générale énoncée par Albert Einstein en 1915 et ouvre une toute nouvelle fenêtre sur le cosmos. Les ondes gravitationnelles portent en elles des informations qui ne peuvent pas être obtenues autrement, concernant à la fois leurs origines extraordinaires (des phénomènes violents dans l'Univers) et la nature de la gravitation. La conclusion des physiciens est que les ondes gravitationnelles détectées ont été produites pendant la dernière fraction de seconde précédant la fusion de deux trous noirs en un trou noir unique, plus massif et en rotation sur lui-même. La possibilité d'une telle collision de deux trous noirs avait été prédite, mais ce phénomène n'avait jamais été observé. Ces ondes gravitationnelles ont été détectées le 14 septembre 2015, à 11h51, heure de Paris (9h51 GMT), par les deux détecteurs jumeaux de LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) situés aux Etats-Unis – à Livingston, en Louisiane, et Hanford, dans l'Etat de Washington. Les observatoires LIGO sont financés par la National Science Foundation (NSF) ; ils ont été conçus et construits par Caltech et le MIT, qui assurent leur fonctionnement. La découverte, qui fait l'objet d'une publication acceptée par la revue Physical Review Letters, a été réalisée par la collaboration scientifique LIGO (qui inclut la collaboration GEO et l'Australian Consortium for Interferometric Gravitational Astronomy) et la collaboration Virgo, à partir de données provenant des deux détecteurs LIGO. Une centaine de scientifiques travaillant dans six laboratoires associés au CNRS ont contribué à cette découverte, au sein de la collaboration Virgo.

Clin d'œil de l'histoire : c'est 100 ans tout juste après la publication de la théorie de la relativité générale d'Einstein, qu'une équipe internationale vient d'en confirmer l'une des prédictions majeures, en réalisant la première détection directe d'ondes gravitationnelles. Cette découverte se double de la première observation de la « valse » finale de deux trous noirs qui finissent par fusionner.

L'analyse des données a permis aux scientifiques des collaborations LIGO et Virgo d'estimer que les deux trous noirs ont fusionné il y a 1.3 milliard  d'années, et avaient des masses d'environ 29 et 36 fois celle du Soleil. La comparaison des temps d'arrivée des ondes gravitationnelles dans les deux détecteurs (7 millisecondes d'écart) et l'étude des caractéristiques des signaux mesurés par les collaborations LIGO et Virgo ont montré que la source de ces ondes gravitationnelles était probablement située dans l'hémisphère sud. Une localisation plus précise aurait nécessité des détecteurs supplémentaires. L'entrée en service d'Advanced Virgo fin 2016 permettra justement cela.

Selon la théorie de la relativité générale, un couple de trous noirs en orbite l'un autour de l'autre perd de l'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles. Les deux astres se rapprochent lentement, un phénomène qui peut durer des milliards d'années avant de s'accélérer brusquement. En une fraction de seconde, les deux trous noirs entrent alors en collision à une vitesse de l'ordre de la moitié de celle de la lumière et fusionnent en un trou noir unique. Celui-ci est plus léger que la somme des deux trous noirs initiaux car une partie de leur masse (ici, l'équivalent de 3 soleils, soit une énergie colossale) s'est convertie en ondes gravitationnelles selon la célèbre formule d'Einstein E=mc2. C'est cette bouffée d'ondes gravitationnelles que les collaborations LIGO et Virgo ont observée.

Une preuve indirecte de l'existence des ondes gravitationnelles avait été fournie par l'étude de l'objet PSR 1913+16, découvert en 1974 par Russel Hulse et Joseph Taylor – lauréats du prix Nobel de physique 1993. PSR 1913+16 est un système binaire composé d'un pulsar en orbite autour d'une étoile à neutrons. En étudiant sur trois décennies l'orbite du pulsar, Joseph Taylor et Joel Weisberg ont montré qu'elle diminuait très lentement et que cette évolution correspondait exactement à celle attendue dans le cas où le système perdait de l'énergie sous la forme d'ondes gravitationnelles. La collision entre les deux astres composants le système PSR 1913+16 est attendue dans environ… 300 millions d'années ! Grâce à leur découverte, les collaborations LIGO et Virgo ont pu observer directement le signal émis à la toute fin de l'évolution d'un autre système binaire, formé de deux trous noirs, lorsqu'ils ont fusionné en un trou noir unique.

Détecter un phénomène aussi insaisissable [1] que les ondes gravitationnelles aura demandé plus de 50 ans d'efforts de par le monde dans la conception de détecteurs de plus en plus sensibles. Aujourd'hui, par cette première détection directe, les collaborations LIGO et Virgo ouvrent une nouvelle ère pour l'astronomie : les ondes gravitationnelles sont un nouveau messager du cosmos, et le seul qu'émettent certains objets astrophysiques, comme les trous noirs.

Autour de LIGO s'est constituée la collaboration scientifique LIGO (LIGO Scientific Collaboration, LSC), un groupe de plus de 1000 scientifiques travaillant dans des universités aux Etats-Unis et dans 14 autres pays. Au sein de la LSC, plus de 90 universités et instituts de recherche réalisent des développements technologiques pour les détecteurs et analysent les données collectées. La collaboration inclut environ 250 étudiants qui apportent une contribution significative. Le réseau de détecteurs de la LSC comporte les interféromètres LIGO et le détecteur GEO600. L'équipe GEO comprend des chercheurs du Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute, AEI), de Leibniz Universität Hannover (en Allemagne), ainsi que des partenaires dans les universités de Glasgow, Cardiff,  Birmingham, et d'autres universités du Royaume-Uni, et à l'Université des îles Baléares en Espagne.

Les chercheurs travaillant sur Virgo sont regroupés au sein de la collaboration du même nom, comprenant plus de 250 physiciens, ingénieurs et techniciens appartenant à 19 laboratoires européens dont 6 au Centre national de la recherche scientifique (CNRS) en France, 8 à l'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) en Italie et 2 à Nikhef aux Pays-Bas. Les autres laboratoires sont Wigner RCP en Hongrie, le groupe POLGRAW en Pologne, et EGO (European Gravitational Observatory), près de Pise, en Italie, où est implanté l'interféromètre Virgo.

A l'origine, LIGO a été proposé comme un moyen de détecter ces ondes gravitationnelles dans les années 1980 par Rainer Weiss, professeur émérite de physique au MIT, Kip Thorne, professeur de physique théorique émérite à Caltech (chaire Richard P. Feynman) et Ronald Drever, professeur de physique émérite à Caltech. Virgo est né grâce aux idées visionnaires d'Alain Brillet et d'Adalberto Giazotto. Le détecteur a été conçu grâce à des technologies innovantes, étendant sa sensibilité dans la gamme des basses fréquences. La construction a commencé en 1994 et a été financée par le CNRS et l'INFN ; depuis 2007, Virgo et LIGO ont partagé et analysé en commun les données collectées par tous les interféromètres du réseau international. Après le début des travaux de mise à niveau de LIGO, Virgo a continué à fonctionner jusqu'en 2011.

Le projet Advanced Virgo, financé par le CNRS, l'INFN et Nikhef, a ensuite été lancé. Le nouveau détecteur sera opérationnel d'ici la fin de l'année. En outre, d'autres organismes et universités des 5 pays européens de la collaboration Virgo contribuent à la fois à Advanced Virgo et à la découverte annoncée aujourd'hui.

En s'engageant depuis plus de vingt ans dans la réalisation de Virgo puis d'Advanced Virgo, la France s'est placée en première ligne pour la recherche des ondes gravitationnelles. Le partenariat noué avec LIGO pour l'exploitation des instruments LIGO et Virgo, qui se traduit par la participation directe de laboratoires français aussi bien à l'analyse des données qu'à la rédaction et à la validation des publications scientifiques, est le prolongement de collaborations techniques très anciennes avec LIGO, ayant conduit par exemple à la réalisation du traitement des surfaces des miroirs de LIGO à Villeurbanne. La publication scientifique des collaborations LIGO et Virgo annonçant leur découverte est cosignée par 75 scientifiques français provenant de six équipes du CNRS et des universités associées :

- le laboratoire Astroparticule et cosmologie (CNRS/Université Paris Diderot/CEA/Observatoire de Paris), à Paris ;

- le laboratoire Astrophysique relativiste, théories, expériences, métrologie, instrumentation, signaux (CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur/Université Nice Sophia Antipolis), à Nice ;

- le Laboratoire de l'accélérateur linéaire (CNRS/Université Paris-Sud), à Orsay ;

- le Laboratoire d'Annecy-le-Vieux de physique des particules (CNRS/Université Savoie Mont Blanc), à Annecy-le-Vieux ;

- le Laboratoire Kastler Brossel (CNRS/UPMC/ENS/Collège de France), à Paris ;

- le Laboratoire des matériaux avancés (CNRS), à Villeurbanne.

La découverte a été rendue possible par les capacités accrues d'Advanced LIGO, une version grandement améliorée qui accroit la sensibilité des instruments par rapport à la première génération des détecteurs LIGO. Elle a permis une augmentation notable du volume d'Univers sondé – et la découverte des ondes gravitationnelles dès sa première campagne d'observations. La National Science Foundation des Etats-Unis a financé la plus grande partie d'Advanced LIGO. Des agences de financement allemande (Max Planck Society), britannique (Science and Technology Facilities Council, STFC) et australienne (Australian Research Council) ont aussi contribué de manière significative au projet. Plusieurs des technologies clés qui ont permis d'améliorer très nettement la sensibilité d'Advanced LIGO ont été développées et testées par la collaboration germano-britannique GEO. Des ressources de calcul significatives ont été allouées au projet par le groupe de calcul Atlas de l'AEI à Hanovre, le laboratoire LIGO, l'université de Syracuse et l'Université du Wisconsin à Milwaukee. Plusieurs universités ont conçu, construit et testé des composants clés d'Advanced LIGO : l'université nationale australienne, l'université d'Adélaïde, l'université de Floride, l'université Stanford, l'université Columbia de New York et l'université d'Etat de Louisiane.

Pour prolonger cet événement

Demain, vendredi 12 février, des chercheurs français du consortium LIGO/Virgo donnent rendez-vous aux curieux sur Twitter de 13h30 à 14h pour répondre aux questions sur la détection exceptionnelle des ondes gravitationnelles. Ils attendent dès maintenant les questions des Twittos avec #AskLVC !

Pour en savoir plus: 

- Un article du CNRS le Journal

- Une vidéo du CNRS le Journal

- Dossier de presse

Note(s): 

[1] Lors de l'événement du 14 septembre 2015, la longueur des bras des interféromètres a varié d'un cent-millionième de la taille d'un atome.

 Références :

Observation of gravitational waves from a binary black hole merger, the LIGO Scientific Collaboration and the Virgo Collaboration.
Physical Review Letters, le 11 février 2016

Une douzaine d'articles accompagnant cet article principal seront disponibles sur ArXiv.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5683

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Sur cette image récemment acquise à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili, une étoile nouvellement formée éclaire les nuages cosmiques environnants. Les particules de poussière qui composent les vastes nébulosités situées en périphérie de l'étoile HD 97300 diffusent sa lumière, tel le phare d'une voiture dans la brume, générant la nébuleuse par réflexion baptisée IC 2631. HD 97300 est aujourd'hui sous les feux des projecteurs. Toutefois, la poussière qui l'entoure masque très certainement la naissance potentielle d'autres étoiles à venir.

Sur cette nouvelle image acquise par le télescope MPEG/ESO de 2,2 mètres figure un objet brillant : une nébuleuse par réflexion notée IC 2631. Ce type d'objet consiste en un ensemble de nuages de poussière cosmique qui réfléchissent la lumière émise par une étoile située à proximité, générant un magnifique spectacle tel celui capturé ici. IC 2631 est la nébuleuse la plus brillante du Complexe du Caméléon, une vaste région de gaz et de poussière qui abrite de nombreuses jeunes étoiles et continue de donner naissance à de nouvelles étoiles. Le complexe se situe à quelque 500 années-lumière de la Terre dans la constellation australe du Caméléon.

IC 2631 se trouve éclairée par l'étoile HD 97300, l'une des étoiles les plus jeunes – les plus massives et les plus brillantes également, de cette zone du ciel. Cette région constitue un véritable cocon stellaire, comme en témoigne la présence de nébuleuses sombres de part et d'autre d'IC 2631 sur l'image. Les nébuleuses sombres sont caractérisées par une telle densité de gaz et de poussière qu'elles bloquent complètement le passage de la lumière en provenance des étoiles situées à l'arrière-plan.

Sa présence remarquable sur cette image ne doit toutefois pas masquer sa véritable nature. HD 97300 est une étoile T Tauri, la phase visible la plus jeune d'étoiles relativement petites. A mesure que ces étoiles grandiront, elles perdront une fraction de leur masse et de leur volume – et ce, jusqu'à ce qu'elles atteignent l'âge adulte. Des milliards d'années durant, ces étoiles de modestes dimensions occuperont alors la séquence principale.

Ces étoiles naissantes sont déjà caractérisées par des températures de surface semblables à celles qu'elles auront lorsqu'elles occuperont la séquence principale. Et parce que les objets en phase T Tauri sont sensiblement plus volumineux que leurs aînés, leur brillance est également plus élevée. Contrairement aux étoiles normales de la séquence principale, la fusion de l'hydrogène en hélium n'a pas encore débuté en leur cœur. A ce stade, seule la contraction produit de la chaleur.

Les nébuleuses par réflexion, telle celle générée par HD 97300, diffusent simplement la lumière en provenance des étoiles situées à l'arrière-plan. Les rayonnements plus énergétiques, telle la radiation ultraviolette issue de jeunes étoiles très chaudes, sont susceptibles d'ioniser le gaz environnant. S'ensuit l'impression que ce gaz constitue le propre émetteur de cette lumière. Ainsi donc, la présence de nébuleuses en émission témoigne de l'existence d'étoiles plus chaudes et plus puissantes qui, à l'âge adulte, pourront être observées à des milliers d'années-lumière de distance. HD 97300 ne constitue pas un phare cosmique aussi puissant, et cet instant de gloire n'est pas voué à perdurer.

Plus d'informations :  

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, 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. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. 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 (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.

Liens :  

- Images du télescope MPG/ESO 2.2-mètres à La Silla

- Clichés pris au moyen du télescope MPG/ESO de 2,2 mètres à La Silla

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1605/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale [1] dirigée par des chercheurs du Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université) a découvert des trainées de gaz s'étendant sur 300 000 années-lumière derrière la galaxie NGC 4569, la galaxie spirale la plus massive de l'amas de la Vierge [2]. Ces queues, cinq fois plus longues que la galaxie, sont faites de gaz d'hydrogène ionisé, le matériel à partir duquel sont fabriquées les étoiles. Les scientifiques estiment que la galaxie a déjà perdu 95 % de ce gaz, réduisant fortement sa capacité à former de nouvelles étoiles. Traversant l'amas de la Vierge à la vitesse vertigineuse de 1200 km/s, la galaxie subit de plein fouet la pression exercée par le gaz chaud de l'amas (une force similaire au vent que ressent un motard lancé à vive allure). Cette découverte explique pourquoi les galaxies des amas contiennent en général moins de gaz et de jeunes étoiles que les galaxies plus isolées. Elle a été réalisée grâce à la caméra ultrasensible MegaCam, installée sur le télescope CFHT à Hawaï. 

Les galaxies ne se répartissent pas aléatoirement dans l'univers. Certaines d'entre elles se retrouvent dans des amas qui peuvent en contenir des centaines. Les astrophysiciens savent depuis longtemps que l'évolution des galaxies dans ces amas doit être affectée par cet environnement particulier. En effet, on y trouve en proportion beaucoup moins de galaxies spirales (présentant un disque dans lequel de nouvelles étoiles se forment à partir du gaz du milieu interstellaire) que de galaxies elliptiques ou lenticulaires (contenant très peu de gaz). Les quelques galaxies spirales que l'on trouve dans les amas contiennent en général moins de gaz et de jeunes générations d'étoiles que les galaxies plus isolées.

Plusieurs mécanismes ont été proposés pour expliquer ces différences. Premièrement, lorsque deux galaxies se croisent, des forces de marée (les parties plus éloignées de chaque galaxie subissent une force de gravité moins importante que les parties les plus proches, ce qui tend à « déchirer » la galaxie). Le deuxième mécanisme est la « pression dynamique » que subit le milieu interstellaire d'une galaxie qui traverse le gaz chaud et diffus que renferment les amas (cette force est similaire à celle que ressent par exemple un motard lancé à vive allure). Ces deux processus sont capables d'arracher le gaz des galaxies d'amas, et ainsi réduire la formation de nouvelles étoiles. Dans les galaxies spirales les plus massives, les théories les plus en vogue prévoient aussi un troisième mécanisme : l'énergie injectée dans le milieu interstellaire par le noyau actif qu'elles contiennent en leur centre peut aussi amener le gaz à s'échapper des galaxies.

L'identification du processus dominant est critique pour la mise au point des modèles et des simulations cosmologiques qui ont aujourd'hui une précision suffisante pour être comparable aux observations. Il est cependant très difficile d'observer le gaz alors qu'il est en train de quitter les galaxies en particulier en raison de sa faible densité. La mise à disposition d'un nouveau filtre très efficace pour détecter l'émission du gaz ionisé dans une raie de l'atome d'hydrogène (Halpha), sur la camera extrêmement sensible MegaCam du CFHT (Canada France Hawaï Telescope) offre aux astronomes un nouvel outil très performant pour la détection du gaz arraché aux galaxies par la pression dynamique.

L'équipe internationale dirigée par des chercheurs du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM) a utilisé cet instrument pour observer NGC 4569, la galaxie spirale la plus massive de l'amas de la Vierge, qu'elle est en train de traverser à plus de 1200 km/s. Cet amas est encore en formation et nous offre donc l'opportunité de voir la transformation des galaxies dans les amas « en direct ». L'image Halpha obtenue au CFHT montre pour la première fois que des queues spectaculaires de gaz ionisé s'étendent sur plus de 300.000 années-lumières, ce qui les rend environ 5 fois plus grandes que la galaxie elle-même. Cette observation confirme que la pression dynamique est en train de vider la galaxie de son milieu inter-stellaire. Une estimation de la masse de gaz dans ces queues démontre que le phénomène est si violent que 95 % du milieu interstellaire a déjà été arraché, réduisant donc fortement la capacité de la galaxie à former de nouvelles étoiles.

Pour une galaxie aussi massive que NGC4569, on aurait pu penser que les forces gravitationnelles seraient suffisamment fortes pour retenir le gaz subissant la pression dynamique. Dans les modèles cosmologiques, les chercheurs supposent en effet que c'est plutôt l'effet du noyau actif de la galaxie qui est responsable de la réduction de l'activité de formation stellaire des galaxies de cette masse. Les nouvelles observations démontrent au contraire que l'effet dominant est bien la pression dynamique. Une contrainte dont il faudra tenir compte dans les modèles cosmologiques intégrant l'effet de l'environnement des galaxies.

Ce résultat démontre aussi que le nouveau dispositif au CFHT est très efficace pour identifier les objets en train d'interagir par effet de pression dynamique avec le gaz chaud et diffus des amas. Cela ouvre une nouvelle voie très prometteuse pour la compréhension du rôle que l'environnement joue dans l'évolution des galaxies.

Note(s): 

[1] Rassemblant des chercheurs du CNRS, de l'Observatoire de Paris, et de diverses institutions en Allemagne, Australie, Autriche, Canada, Etats-Unis, Italie, Japon et Royaume-Uni.

[2] Un amas de galaxies situé à 55 millions d'années-lumière de notre galaxie, la Voie lactée.

Pour en savoir plus: 

Article de la revue A&A

Références :

Spectacular tails of ionised gas in the Virgo cluster galaxy NGC 4569, A. Boselli, J.C. Cuillandre, M. Fossati, S. Boissier, D. Bomans, G. Consolandi, G. Anselmi, L. Cortese, P. Cote, P. Durrell, L. Ferrarese, M. Fumagalli, G. Gavazzi, S. Gwyn, G. Hensler, M. Sun, E. Toloba. Astronomy & Astrophysics, 2 février 2016. DOI : 10.1051/0004-6361/201527795

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5661

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

ALMA découvre des grains étonnamment froids autour d'un disque protoplanétaire

Des astronomes ont utilisé les télescopes ALMA et IRAM pour effectuer les toutes premières mesures directes de température de gros grains de poussière situés en périphérie du disque protoplanétaire qui entoure une jeune étoile. En appliquant une nouvelle technique aux observations d'un objet surnommé La Soucoupe Volante, il est apparu que les grains de poussière sont plus froids que prévu : -266 °C. Ce résultat pour le moins surprenant invite à reconsidérer les modèles de description de ces disques.

L'équipe internationale, menée par Stéphane Guilloteau du Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux, France, a effectué des mesures de température des gros grains de poussière qui entourent la jeune étoile 2MASS J16281370-2431391 au sein de l'extraordinaire région de formation d'étoiles Rho Ophiuchi située à quelque 400 années-lumière de la Terre.

Cette étoile est entourée d'un disque de gaz et de poussière – de tels disques sont qualifiés de protoplanétaires parce qu'ils constituent le prélude à la formation de systèmes planétaires. Vu de profil, ce disque particulier arbore l'aspect d'une Soucoupe Volante en lumière visible.

Grâce au réseau ALMA, les astronomes ont pu capter l'émission en provenance des molécules de monoxyde de carbone situées au cœur du disque 2MASS J16281370-2431391. Ils ont été en mesure de constituer des images dotées d'une résolution élevée dont ils ont extrait une information surprenante : un signal parfois négatif ! En temps normal, un signal négatif ne peut être observé. Dans le cas présent toutefois, une explication s'impose, qui mène à une conclusion surprenante.

Stéphane Guilloteau, auteur principal de l'étude, nous conte cette histoire : “Ce disque n'est pas observé sur un fond de ciel sombre et vide. En réalité, sa silhouette se détache d'un arrière-plan lumineux occupé par la nébuleuse Rho Ophiuchi. Sa lueur diffuse, trop étendue pour être détectée par ALMA, est absorbée par le disque. La capture d'un signal négatif signifie que certaines régions du disque sont plus froides que l'arrière-plan. En d'autres termes, la Terre se situe dans l'ombre de la Soucoupe Volante !”

L'équipe a combiné des mesures du disque opérées par ALMA avec des observations de la lueur en provenance de l'arrière-plan effectuées au moyen du télescope IRAM de 30 mètres en Espagne [1]. Il est ainsi apparu que la température des grains de poussière constituant le disque avoisinait les -266°C seulement – soit 7 petits degrés Kelvin au-dessus du zéro absolu, à une distance d'environ 15 milliards de kilomètres de l'étoile centrale [2]. Il s'agit là de la toute première détermination directe de la température de gros grains de poussière (dont la taille avoisine le millimètre) au sein de tels objets.

Cette température est nettement inférieure aux -258 à -253 degrés Celsius (15 à 20 degrés Kelvin) prédits par la plupart des modèles actuels. Pour comprendre cet écart, il faut supposer que les gros grains de poussière sont dotés de propriétés différentes de celles couramment envisagées, de sorte qu'ils puissent se refroidir à des températures si basses.

“Afin de déterminer l'impact de cette découverte sur la structure du disque, il nous faut caractériser les possibles propriétés de la poussière à de si faibles températures. Quelques hypothèses se dessinent : il est par exemple possible que la température dépende de la taille du grain, les grains les plus gros étant caractérisés par des températures plus basses. Mais il est trop tôt pour l'affirmer” précise Emmanuel di Folco du Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux, co-auteur de l'étude.

S'il s'avère que les grains de poussière des disques protoplanétaires sont réellement caractérisés par de si basses températures, notre compréhension de la formation et de l'évolution de ces objets est sans doute à revoir.

En effet, des grains de poussière dotés de propriétés différentes collisionnent différemment et contribuent autrement à la formation des planètes. Toutefois, nous ne sommes pour l'instant pas en mesure de quantifier l'impact de tels changements.

Le fait que la poussière soit portée à de si basses températures peut également avoir un effet non négligeable sur les disques poussiéreux de plus petite taille dont nous connaissons l'existence. Si ces disques sont principalement composés de grains plus gros mais aussi plus froids que nous ne le supposons, il se pourrait qu'ils soient massifs et s'avèrent propices à la formation de planètes géantes à relative proximité de l'étoile centrale.

D'autres observations se révèlent nécessaires, mais il apparaît d'ores et déjà que la découverte de cette poussière plus froide que prévu par ALMA aura des conséquences importantes sur notre compréhension des disques protoplanétaires.

Notes :

[1] Les mesures d'IRAM sont venues compléter celles d'ALMA, insensible au signal étendu en provenance de l'arrière-plan.

[2] Cela correspond à une centaine de fois la distance Terre-Soleil. Cette région du Système Solaire est actuellement occupée par la ceinture de Kuiper.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “The shadow of the Flying Saucer: A very low temperature for large dust grains”, par S. Guilloteau et al., paru au sein de la revue Astronomy & Astrophysics Letters.

L'équipe est composée de S. Guilloteau (Université de Bordeaux/CNRS, Floirac, France), V. Piétu (IRAM, Saint Martin d'Hères, France), E. Chapillon (Université de Bordeaux/CNRS; IRAM), E. Di Folco (Université de Bordeaux/CNRS), A. Dutrey (Université de Bordeaux/CNRS), T.Henning (Institut Max Planck dédié à l'Astronomie, Heidelberg, Allemagne [MPIA]), D.Semenov (MPIA), T.Birnstiel (MPIA) et N. Grosso (Observatoire Astronomique de Strasbourg, Strasbourg, France).

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) est une installation astronomique de rang international, fruit d'un partenariat entre l'ESO, la U.S. National Science Foundation (NSF) et le National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec la République du Chili. ALMA est financé par l'ESO pour le compte de ses Etats membres, la NSF en coopération avec le National Research Council du Canada (NRC), le National Science Council of Tawain (NSC) et le NINS en coopération avec l'Academia Sinica (AS) à Taiwan et le Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

La construction et la gestion d'ALMA sont supervisées par l'ESO pour le compte de ses Etats membres, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO) dirigé par Associated Universities, Inc (AUI) en Amérique du Nord, et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA.

L'Institut de RadioAstronomie Millimétrique (IRAM) est financé par le CNRS/INSU (France), le MPG (Allemagne) et l'IGN (Espagne).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, 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. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. 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 (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.

Liens :  

- Photos d'ALMA

- Lien vers l'article paru dans Astronomy & Astrophysics

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1604/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie