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Les 26, 27 et 28 Mars, la comète 17P/Holmes sera à moins de deux degrés de la comète C/2008 C1 (Chen-Gao) récemment découverte, pour le plus grand plaisir des astrophotographes.

L'amarrage du premier véhicule de transfert automatique, l'ATV "Jules Verne" à la Station Spatiale Internationale est prévu pour le 03 Avril à 14h41 UTC (16h41 heure de Paris)

La dernière image du télescope spatial Hubble révèle une vue nette de la galaxie en spirale NGC 2397. Cette image montre également une rare vue de Hubble des premières étapes d'une supernova, SN 2006bc, découverte en Mars 2006.

NGC 2397, décrit dans cette image de Hubble, est une galaxie en spirale classique avec de longues lignes principales de poussières le long des bords de ses bras, vues comme des parties sombres et des stries en silhouettes sur fond de lumière des étoiles. La parfaite résolution de Hubble permet l'étude d'individuelles étoiles dans les galaxies voisines.

Située à presque 60 millions d'années-lumière de la Terre, la galaxie NGC 2397 est typique de la plupart des spirales, avec la plupart du temps de plus vieilles étoiles jaunes et rouges dans sa partie centrale, tandis que la formation d'étoiles continue dans les bras en spirale externes et plus bleus. Les plus lumineuses de ces jeunes étoiles bleues peuvent être vues individuellement dans cette vue en haute résolution de l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble.

Un dispositif atypique de cette image de Hubble est la vue de la supernova SN 2006bc prise quand son éclat était en diminution. Des astronomes menés par le professeur d'astronomie Stephen J. Smartt (Queen's University Belfast, Northern Ireland), ont demandé l'image en tant qu'élément d'un long projet étudiant les étoiles massives explosées -- des supernovas. Quels types exactement d'étoiles éclateront et la masse stellaire la plus faible pouvant produire une supernova ne sont pas connus.

Quand une supernova est découverte dans une galaxie voisine le groupe commence une recherche soigneuse des images précédentes de Hubble de la même galaxie pour localiser l'étoile qui a plus tard éclatée; souvent une de centaines de millions d'étoiles dans la galaxie. C'est un peu comme passer au crible une pellicule de film pour trouver une image montrant un suspect. Si les astronomes trouvent une étoile à l'endroit de l'explosion postérieure, ils peuvent établir la masse et le type d'étoile à partir de son éclat et de sa couleur. Seulement six étoiles ont été identifiés avant qu'elles explosent et l'équipe de Queen a découvert la nature de cinq d'entre elles.

Dans leur dernier travail sur des images de Hubble, qui sera présenté au Rencontre 2008 de l'UK National Astronomy qui se tient à Belfast du 31 Mars au 04 Avril, l'équipe de Queen révèle les résultats de leurs dix ans de recherche de ces étoiles précurseurs d'élusives supernovae. Il apparaît que les étoiles ayant des masses aussi basses que sept fois celle du Soleil peuvent exploser en supernova. L'équipe n'a pas trouvé d'étoile très massive qui a éclaté, suggérant que les étoiles les plus massives peuvent s'effondrer pour former des trous noirs sans produire une supernova ou en en produisant une qui est trope faible pour qu'on l'observe. Cette possibilité intrigante sera discutée lors de la réunion.

Une conférence publique à l'Université Belfast de Queen montrant comment le télescope spatial Hubble a construit un pont entre la science et l'art coïncide avec une présentation de la dernière étude scientifique des images de galaxies de Hubble par les astronomes de Queen.

Les images ont été obtenues le 14 Octobre 2006 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble à travers trois filtres différents de couleur (bleu, vert et proche-infrarouge).

http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0808.html

Le Meilleur du télescope spatial Hubble 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les responsables de la Station Spatiale Internationale ont donné leur accord aujourd'hui pour la poursuite du programme de démonstration de l'ATV « Jules Verne » avec une seconde journée en préparation à la première tentative d'arrimage prévue pour plus tard dans la semaine. Ce lundi, cette seconde journée de démonstration (« Demo Day 2 ») verra l'ATV s'approcher jusqu'à 11 m de l'ISS.

« Après avoir testé avec succès la première phase de rendez-vous samedi, et en particulier l'utilisation du GPS relatif entre l'ATV et le module de service russe sur l'ISS, nous avons maintenant le feu vert pour la deuxième phase qui fait appelle, elle, à des capteurs optiques » explique John Ellwood, le chef de projet de l'ATV à l'ESA. « Cela va être très intéressant, mais nous avons vraiment confiance après la magnifique performance offerte par l'ATV lors de la première journée de démonstration. »

Cette première journée a permis prouver que l'ATV peut naviguer par rapport à l'ISS grâce au GPS relatif et amener en toute sécurité l'ATV jusqu'à un point situé à 3,5 km en arrière de l'ISS, à la même altitude orbitale.

L'ATV « Jules Verne » a effectué ces manœuvres sans le moindre problème, s'approchant de la Station spatiale jusqu'à pouvoir être suivi en visuel à l'œil nu par son équipage. La démonstration de samedi a également permis de montrer que le « Jules Verne » pouvait établir une liaison bidirectionnelle continue avec l'ISS.

La première journée de démonstration s'est achevée par une commande d'éloignement envoyée du Centre de contrôle de l'ATV à Toulouse, qui a amené l'ATV « Jules Verne » à se retirer à distance de sécurité de la Station spatiale.

Au cours de la seconde journée de démonstration, qui doit démarrer à 14h26 CEST (12h26 UT) le lundi 31 mars, l'ATV « Jules Verne » s'approchera jusqu'à 11 m de la baie d'arrimage du module de service russe Zvezda. L'ATV se dirigera également pour la première fois en utilisant un système optique par laser.

Les données recueillies au cours de cette seconde journée de démonstration seront mises à disposition des responsables de l'ISS pour qu'ils puissent décider de l'autorisation pour la première tentative d'amarrage jeudi. L'amarrage de l'ATV « Jules Verne » avec l'ISS est prévu à 16h41 CEST (14h41 UT) le 3 avril.

Source : ESA France http://www.esa.int/esaCP/SEM2TBR03EF_France_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Hebes Chasma est une cuvette encastrée, de presque 8000 m_tres de profondeur, dans Valles Marineris, le Grand Canyon de Mars, où l'eau est censée avoir coulé. L'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) sur Mars Express a étudié le secteur fournissant de nouveaux indices illustrés sur son histoire.

Hebes Chasma est située à approximativement 1° Sud et 282° Est. Les données d'images ont été obtenues le 16 Septembre 2005 avec une résolution au sol d'approximativement 15 mètres par pixel.

Hebes Chasma est une cuvette de presque 8.000 mètres de profondeur enchâssée dans la partie nord de Valles Marineris, le "Grand Canyon of Mars" de 3.000 kilomètres de long.

Les flancs abrupts de la cuvette montrent des incisures ramifiées et de petites veines de roche. Au-dessous des flancs, l'écoulement et le matériel de plus grands éboulements sont visibles.

Une montagne à sommet plat est située au centre de Hebes Chasma. Elle atteint 8.000 mètres au-dessus du plancher du graben et s'élève à pratiquement la même hauteur que la plaine entourant la cuvette.

La montagne se compose de nombreuses couches de roches empilées l'une sur l'autre, peut-être faites de restes d'un plateau plus ancien, de sédiments d'un lac, de sédiments soufflés par le vent ou de roches volcaniques. Les couches de roches ont été exposées par érosion.

Les dernières données acquises par le spectromètre OMEGA à bord de Mars Express ont révélé des minerais aquifères tels que le gypse dans certains secteurs de Hebes Chasma. C'est la preuve que des quantités d'eau au moins significatives ont autrefois existé dans Hebes Chasma.

On pense que l'origine de Hebes Chasma est liée à la région voisine de Tharsis, qui a été surélevée au cours du volcanisme intense. Le soulèvement a créé énormément de tension dans la croûte formant une série de failles orientées radialement.

http://www.esa.int/esaSC/SEM565R03EF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Avec un radiotélescope de 30 mètres de diamètre dans la Sierra Nevada espagnole (IRAM) et deux réseaux de radiotélescopes en France (IRAM) et en Australie (ATCA), des chercheurs de l'Institut Max Planck de Radioastronomie de Bonn ont détecté pour la première fois une molécule proche chimiquement d'un acide aminé : l'aminoacétonitrile. Cette découverte est d'autant plus spectaculaire que la molécule est probablement un précurseur direct de la glycine, acide aminé essentiel et élément constitutif de la vie.

Le nuage interstellaire « Large Molecule Heimat », où la molécule organique a été trouvée, est une condensation de gaz "chaud" (100 à 200 K) et très dense à l'intérieur de la région de formation d'étoiles Sagittarius B2. C'est dans cette condensation d'un diamètre de seulement 0.3 année-lumière chauffée de l'intérieur par une étoile tout juste formée qu'ont été découvertes la plupart des molécules organiques connues jusqu'à ce jour dans l'espace, telles que l'éthanol, le formaldéhyde, l'acide formique, le glycoaldéhyde (un sucre) et l'éthylène glycol.

Depuis 1965, plus de 140 molécules ont été découvertes dans l'espace, à l'intérieur de nuages interstellaires et dans des enveloppes autour d'étoiles. Une grande partie de ces molécules est organique, c'est-à-dire basée sur le carbone. Les « bio-molécules » font en particulier l'objet d'une recherche intensive, notamment les acides aminés, « briques » élémentaires constituant les protéines et par conséquent éléments-clés pour l'apparition de la vie. Des acides aminés ont été découverts dans des météorites sur Terre mais aucun n'a pu être identifié dans l'espace interstellaire jusqu'à ce jour.

L'acide aminé le plus simple, la glycine (NH₂CH₂COOH), est recherché dans le milieu interstellaire depuis longtemps sans succès. Cette difficulté a conduit les chercheurs à s'intéresser à l'aminoacétonitrile (NH₂CH₂CN), une molécule chimiquement proche de la glycine, vraisemblablement même un précurseur direct.

Les scientifiques de l'Institut Max Planck de Radioastronomie à Bonn (Allemagne) ont maintenant trouvé pour la première fois des traces de cette molécule. Avec le radiotélescope de 30 mètres de l'IRAM en Espagne, ils ont enregistré un spectre constitué d'une forêt dense de 3700 raies émises par des molécules complexes. Les atomes et les molécules rayonnent en effet à des fréquences bien déterminées et produisent des raies caractéristiques dans le spectre du rayonnement. En analysant ces raies spectrales, les astronomes peuvent déterminer la composition chimique des nuages cosmiques. Plus une molécule est grosse, plus elle a de possibilités de libérer son énergie interne sous forme de rayonnement. C'est la raison pour laquelle les molécules complexes émettent beaucoup de raies spectrales qui sont très peu intenses et donc difficiles à identifier dans la « jungle spectrale».

Malgré tout, nous avons réussi à attribuer clairement à la molécule aminoacétonitrile 51 raies très faibles déclare Arnaud Belloche, chercheur à l'Institut Max Planck et premier auteur de l'article scientifique. Ce résultat a été confirmé à une résolution spatiale 10 fois meilleure avec deux réseaux de radiotélescopes, l'Interféromètre de l'IRAM sur le Plateau de Bure en France et l'interféromètre « Australia Telescope Compact Array » en Australie. Ces observations complémentaires ont permis de montrer que les raies émises provenaient bien de la même position à l'intérieur du « Large Molecule Heimat » : Une solide preuve de la fiabilité de notre identification. Les fréquences exactes de l'aminoacétonitrile ont été fournies par le laboratoire de spectroscopie moléculaire de l'université de Cologne, qui gère une base de données très complète sur les molécules d'intérêt astronomique.

La découverte de l'aminoacétonitrile a vraiment étendu notre compréhension de la chimie des régions denses et chaudes de formation d'étoiles. Je suis sûr que nous pourrons dans le futur identifier d'autres molécules organiques encore plus complexes dans le gaz interstellaire. Nous avons déjà plusieurs candidats ! affirme Karl Menten, directeur de l'Institut Max Planck de Radioastronomie.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2550,traces-vie-equipe-scientifique-decouvre-cousin-eloigne-acides-amines-espace.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Après avoir effectué une orbite supplémentaire autour de la Terre en raison des conditions météorologiques défavorables au Kennedy Space Center, la navette spatiale Endeavour s'est posée en douceur sur la piste 15 à 00h39 UTC le 27 Mars 2008.

Cet atterrissage de nuit met fin à la mission STS-123 qui a débuté le 11 Mars. L'équipe avait rejoint la Station Spatiale Internationale le 12 Mars pour délivrer la première partie du laboratoire japonais Kibo, ainsi que le système de bras robotique canadien Dextre.

Les spécialistes de mission Richard Kinnehan, Robert Behnken et Mike Foreman et l'ingénieur de vol Garrett Reisman de l'expédition 16 ont réalisé cinq sorties extravéhiculaires.

L'astronaute Garrett Reisman a officiellement rejoint l'équipage de l'expédition 16, échangeant sa place avec l'astronaute Léopold Eyharts de l'Agence Spatiale Européenne, qui est revenu sur Terre à bord d'Endeavour après presque 50 jours dans l'espace.

STS-123 est la 122ème mission de navette spatiale et la 25ème mission d'assemblage de la Station Spatiale Internationale. La prochaine mission, STS-124, est programmée pour un lancement en Mai.

http://www.spaceflightnow.com/shuttle/sts123/status.html

Communiqué de presse de l'ESA N°18-2008

Endeavour ramène un astronaute de l'ESA à bon port

Au terme de sa mission de 16 jours (STS-123) à destination de la Station spatiale internationale (ISS), la Navette Endeavour de la NASA a regagné la Terre sans encombre avec ses sept membres d'équipage, dont l'astronaute français de l'ESA Léopold Eyharts, qui a  passé près de 49 jours en orbite pour procéder au raccordement du laboratoire européen Columbus à l'ISS ainsi qu'à sa recette. Endeavour s'est posée le 27 mars à 01h39 heure de Paris au Centre spatial Kennedy de Cap Canaveral (Floride).

Léopold Eyharts (50 ans) avait quitté la Terre à bord de la Navette Atlantis le 7 février, dans le cadre de la mission STS-122, en compagnie d'un autre astronaute de l'ESA, l'Allemand Hans Schlegel. Le 10 février, peu après l'amarrage d'Atlantis à l'ISS, il avait remplacé l'astronaute de la NASA Dan Tani pour devenir membre de l'équipage permanent de l'ISS (Expedition 16), aux côtés de l'astronaute américaine Peggy Whitson et du cosmonaute russe Iouri Malenchenko.

Premier homme à pénétrer dans le laboratoire Columbus en orbite

En orbite, une des premières tâches de Léopold Eyharts a consisté à participer à l'amarrage du laboratoire Columbus, en s'installant d'abord aux commandes du bras robotisé de la station pour extraire le module européen de la soute d'Atlantis, puis en activant, de l'intérieur du module de jonction Harmony, les boulons motorisés chargés d'assurer la fixation. Le 11 février à 21h44 TUC (22h44 heure de Paris), une fois l'amarrage terminé, Léopold Eyharts pouvait annoncer aux centres de contrôle de Houston, de Moscou et de Munich : «le module européen Columbus fait maintenant partie de l'ISS. »

Le lendemain, Léopold Eyharts était le premier homme à s'introduire dans le module Columbus en orbite. Muni d'un masque et de lunettes de protection, il a inspecté le laboratoire à l'aide d'une lampe électrique avant les opérations de raccordement électrique et d'assainissement de l'atmosphère ambiante. Une fois le laboratoire déclaré officiellement accessible, Léopold Eyharts a immédiatement commencé à reconfigurer et à activer le module en compagnie de Hans Schlegel et des autres membres de l'équipage. Il est resté à bord de la station tandis que Hans Schlegel regagnait la Terre à bord d'Atlantis.

Pendant les 44 jours qu'il a passés à bord de la station, Léopold Eyharts a employé une bonne partie de son temps à activer le module et ses bâtis ainsi qu'à en vérifier le fonctionnement pour entamer une série d'expériences scientifiques. En sa qualité de membre de l'équipage de l'ISS, il a aussi participé à des expériences scientifiques internationales et à la maintenance des équipements de la station.

Participation à l'internationalisation de l'ISS

Lors de l'amarrage d'Endeavour à l'ISS, le 13 mars, Léopold Eyharts a été remplacé dans ses fonctions au sein de l'équipage de l'ISS par l'astronaute de la NASA Garrett Reisman, devenant alors membre de l'équipage de la mission STS-123.

En tant que spécialiste mission qualifié pour les opérations robotisées, Léopold Eyharts a participé à la mission d'assemblage STS-123 aux commandes du bras télémanipulateur  de la station, au côté de Garrett Reisman et de Bob Behnken, autre spécialiste mission de la NASA. Ensemble, ils ont ajouté un nouvel élément à l'ISS - le module pressurisé japonais (JLP) - et contribué à l'assemblage et à l'activation du robot canadien à deux bras (SPDM, également dénommé « Dextre »). Le SPDM est capable de réaliser des interventions extra-véhiculaires qu'il fallait jusqu'ici confier à des astronautes.

Léopold Eyharts a quitté l'ISS à bord d'Endeavour le 25 mars, rapportant à cette occasion les tout premiers résultats d'une expérience conduite dans le laboratoire Columbus. La recette du module européen sera menée à bien par les astronautes des équipages « Expedition 16 » et « Expedition 17 ».

Léopold Eyharts est le deuxième astronaute de l'ESA à faire partie de l'équipage permanent de l'ISS, après Thomas Reiter, qui avait passé six mois à bord de la station en 2006. C'est également son deuxième vol à destination d'une structure orbitale, après sa mission vers la station russe Mir en 1998.

Les équipages permanents de l'ISS accueilleront d'autres astronautes de l'ESA

Maintenant que Columbus est raccordé à l'ISS, les missions des astronautes européens vers l'ISS se feront plus fréquentes. Le prochain départ d'un Européen aura lieu en 2009. Il s'agira de l'astronaute belge Frank de Winne, dont la doublure sera assurée par le Néerlandais André Kuipers.

Dans l'intervalle, l'ESA continuera de participer activement à l'exploitation de l'ISS en préparant non seulement l'amarrage de son premier véhicule de transfert automatique, l'ATV « Jules Verne », prévu pour le 3 avril, mais encore d'autres expériences scientifiques qui seront embarquées dans d'autres Navettes pour être réalisées à l'intérieur du laboratoire Columbus.

Columbus est conçu pour effectuer une centaine d'expériences par an pendant dix ans, dans tous les domaines de la recherche : biologie, exobiologie, physiologie humaine, physique des fluides, physique fondamentale, technologie et héliophysique. D'autres éléments européens sont également en préparation en vue de leur lancement vers l'ISS au cours des prochaines années : bras télémanipulateur européen (ERA), élément de jonction n° 3, et coupole d'observation.

Source : ESA http://www.esa.int/esaCP/SEMVK0R03EF_France_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Cassini a goûté et échantilloné une étonnante mixture organique jaillissant à la manière d'un geyser de la lune Encelade de Saturne pendant un proche survol le 12 Mars. Les scientifiques sont complètement enivrés quant à pourquoi cette lune minuscule est si active, si chaude et débordante de produits organiques.

http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMHFYQ03EF_0.html

Densité maximale d'eau

Le nombre de particules d'eau dans le panache d'Encelade a fait une pointe au-dessus du secteur accentué par le cercle dans cette image d'Encelade, qui est recouvert par des données de l'instrument Ion and Neutral Mass Spectrometer de Cassini, et de la trajectoire du vaisseau spatial, pendant son survol à travers le panache le 12 Mars 2008.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10362

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Taches de jets dans les raies de tigre

Le rayonnement de chaleur sur la longueur entière de 150 kilomètres des longues fractures est vu dans cette carte de chaleur encore meilleure de l'active région polaire sud de la lune glacée Encelade de Saturne. Les parties les plus chaudes des fractures tendent à se trouver sur les emplacements des jets identifiés dans les images précédentes, montrés dans la version annotée avec des étoiles jaunes. Les mesures ont été obtenues par l'instrument CIS (Composite Infrared Spectrometer) du vaisseau spatial Cassini lors du survol au plus près de la lune par le vaisseau spatial le 12 Mars 2008.

Les températures remarquablement élevées, au moins 180 Kelvin (- 93.15 degrés Celsius) ont été enregistrées le long de la fracture la plus lumineuse, appelée Damascus Sulcus, dans la partie en bas à gauche de l'image. En comparaison, les températures de surface ailleurs dans la région polaire sud d'Encelade sont en-dessous de 72 Kelvin (-201.15 degrés de Celsius).

La chaleur s'échappe de l'intérieur d'Encelade le long de ces chaudes fractures, les "raies de tigre," qui sont également la source des geysers qui éclatent de la région polaire. Le rayonnement infrarouge était cartographié aux longueurs d'onde entre 12 et 16 microns. Les données infrarouges, montrées en fausses couleurs, sont superposées à une mosaïque d'images en gris du pôle sud obtenue par les appareils-photo de Cassini le 14 Juillet 2005, pendant le précédent proche survol d'Encelade. Les nombres sur la carte indiquent la latitude et la longitude.

Cette nouvelle vue montre qu'au moins trois des fractures polaires sud sont en activité sur pratiquementleur longueur entière— la quatrième, du côté droit, était seulement partiellement couverte par ce balayage. Le niveau d'activité change considérablement le long des fractures. Les parties les plus chaudes des fractures tendent à se trouver sur les emplacement des jets de panache identifiés dans les images précédentes. Les fractures principales "raies de tigre" ne sont pas les seules sources de chaleur, cependant ; des taches chaudes additionnelles sont vues dans la partie supérieure droite du balayage. Les régions chaudes sont probablement concentrées à moins de quelques cent mètres des fractures, et leur largeur apparente dans cette image résulte de la résolution relativement basse des données infrarouges.

Cette carte a été faite en balayant le pôle sud pendant la période de 16 à 37 minutes après l'approche au plus près d'Encelade, à une distance entre 14.000 et 32.000 kilomètres pendant que Cassini s'éloignait rapidement de son survol au plus près (50 kilomètres).

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10361

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Raies et carte de chaleur côte-à-côte

Le survol du 12 Mars d'Encelade par Cassini a fourni la meilleure vue à ce jour du rayonnement thermique de l'actif pôle sud du satellite. Ces images récapitulent ce qui a été appris sur les paysages du pôle sud et le rayonnement thermique durant le proche survol précédent du 15 Juillet 2005.

Le panneau de gauche montre une carte du pôle sud construit à partir des images prises par le système d'imagerie du vaisseau spatial. Quatre fractures principales, officieusement appelées "raies de tigre," coupent diagonalement la région polaire sud. Dans le panneau de droite, une carte de Juillet 2005 du rayonnement thermique polaire sud, obtenue par l'instrument CIS (Composite Infrared Spectrometer) de Cassini, est superposée en fausses couleurs aux images visibles. Les observations ont révélé une principale région chaude centrée sur le pôle sud, semblant jaune et orange dans cette vue, qui coïncide avec les emplacements des raies de tigre. Cependant, ces données ont été prises de trop loin d'Encelade (environ 80.000 kilomètres) pour distinguer les détails fins du rayonnement thermique. Le survol de Juillet 2005 a également inclus quelques clichés dispersés de plan rapproché par le Composite Infrared Spectrometer ; ceux-ci ont montré que le rayonnement thermique était concentré le long des fractures, mais ces clichés couvraient seulement une petite fraction de la région polaire sud.

Les lignes blanches délimitent le secteur couvert par la vue beaucoup plus détaillée du pôle sud obtenue par le spectromètre durant le survol du 12 Mars 2008. Les nombres sur la carte montrent la latitude et la longitude.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10360

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Comètes et Encelade : chimie similaire

L'instrument Ion and Neutral Mass Spectrometer de Cassini a trouvé que le panache d'Encelade avait une chimie similaire aux comètes lors du passage à travers le panache le 12 Mars 2008. De la vapeur d'eau, du méthane, du monoxyde de carbone, du dioxyde de carbone, des produits organiques simples et des produits organiques complexes ont été identifiés dans le panache. Le graphique montre les constituants chimiques en pourcentage d'abondance trouvés dans les comètes comparés à ceux trouvés dans le panache d'Encelade.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10357

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Spectre de masse neutre du panache d'Encelade

Le panneau inférieur est un spectre de masse qui montre les constituants chimiques prélevés dans le panache d'Encelade par l'instrument Ion and Neutral Mass Spectrometer de Cassini pendant son passage à travers le panache le 12 Mars 2008. Il montre les quantités, en masse atomique par charge élémentaire (Daltons [Da]), de vapeur d'eau, de méthane, de monoxyde de carbone, de dioxyde de carbone, de produits organiques simples et de produits organiques complexes identifiés dans le panache.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10356

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le gaz et les jets de poussières correspondent

Les jets de gaz à haute densité détectés par l'instrument UIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) de Cassini sur la lune Encelade de Saturne correspondent aux emplacements des jets de poussières déterminés des images de Cassini, marquées ici par des numéros romains. Le spectrographe a indiqué exactement les endroits des différents jets de gaz dans le panache dans une "occultation stellaire," qui implique de mesurer la lumière d'une étoile (dans ce cas-ci, zéta Orionis), lorsqu'elle est passée derrière le panache du point de vue de Cassini.

La ligne bleue dans cette projection montre le chemin de la lumière stellaire à travers le panache, au-dessus de la région polaire sud d'Encelade. L'instrument a regardé l'étoile à travers ce chemin dans la direction indiquée par les courtes lignes bleues.

Une partie des jets de poussières semble se confondre dans les données stellaires d'occultation. La diminution de lumière stellaire marquée "a" a été provoquée par les jets de poussières V et VII. La diminution de lumière stellaire marquée "b" peut être associée avec le jet de poussières I si le jet n'est pas parfaitement vertical. La diminution de lumière stellaire marquée "c" correspond au jet de poussières VI, et "d" est le jet de poussières III, avec le jet de poussières II dans l'intervalle. Les jets individuels viennent de sources avec un secteur de moins de 300 par 300 mètres, probablement étalées rectangulairement le long des "rayures de tigre". Les nouvelles données indiquent que les molécules d'eau sont soufflées hors d'Encelade à plus de 600 mètres par seconde.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10355

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Données stellaires sur le panache

De nouvelles mesures de structure, de densité et de composition du panache d'eau d'Encelade ont été obtenues quand l'instrument UIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) du vaisseau spatial Cassini a observé le passage de l'étoile zeta Orionis derrière le panache le 24 Octobre 2007, comme vu dans une animation.

Les changements de luminosité des étoiles pendant le passage à travers le panache ont permis au spectrographe d'identifier la composition physique et chimique du panache. Le spectrographe a détecté quatre jets de gaz à haute densité composés de vapeur d'eau. La densité de vapeur d'eau est deux fois celle du large panache de gaz qui entoure chaque jet.

Cette mesure confirme l'analyse théorique exécutée avant le survol qui a montré qu'il était sans danger pour Cassini de voler très près d'Encelade jadis, même à travers la partie du panache, durant le survol du 12 Mars 2008.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10354

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Trois nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2008-F32.

Les résultats pour la comète C/2002 sont des remesures des observations annoncées sur les circulaires MPEC 2002-Q46 and MPC 46495. 

R. Kracht a suggéré un lien possible entre les comètes C/2008 Q8 et C/2008 E4 sur la base des mesures de la première (MPEC 2002-Q46) et de ses propres mesures de la seconde, mais n'a pas retrouvé la comète sur les images du 14,9 Février 1997, moment du périhélie.

Les comètes C/2002 Q8 et C/2008 E4 appartiennent au groupe de Kracht, la comète C/2008 F1 appartient au groupe de Meyer.

C/2002 Q8 (SOHO) Xingming Zhou

C/2008 E4 (SOHO) Hua Su

C/2008 F1 (SOHO) Rainer Kracht

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08F32.html (MPEC 2008-F32)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La surface du Mercure est non seulement parsemée de cratères d'impact, mais également ridée par de mystérieuses chaînes de falaises.

Les scientifiques pensent que les falaises avec escarpement en forme de lobes, hautes d'environ 3.2 kilomètres et longues de centaines de mètres, ont été créés lorsque la croûte de Mercure s'est tassée autour de son intérieur rétrécissant, un peu à la manière d'un morceau de fruit desséché. Une nouvelle théorie, cependant, suggère que des plaques s'élevant du chaud manteau rocheux ont surgi des arêtes caractéristiques de la planète, aidant à créer les falaises.

"Il y a un alignement préféré nord-sud à ces escarpements," commente Scott King (Virginia Tech University), géophysicien planétaire. "Si vous avez juste une sphère en diminution, il n'y a aucune raison qu'ils soient alignés. Ce devrait être assez aléatoire."

Au lieu de juste une croûte se contractant, King pense que des plaques linéaires de roches ont soulevé la croûte de la planète, faisant monter les dispositifs de falaises. Il a détaillé son hypothèse faite par simulation informatique dans l'édition en ligne du 16 Mars du journal Nature Geoscience.

"C'est une idée très plausible," note Sean Solomon (Carnegie Institution of Washington), investigateur principal pour MESSENGER, qui n'a pas été impliqué dans l'étude. "Il donne une belle série de prévisions sur ce que nous pourrions voir, aussi c'est fortement testable."

Nouvelles vues

Avant le survol de Janvier 2008 de Mercure, Mariner 10 était le plus récent visiteur de la planète - mais c'était il y a 33 ans.

Mariner 10 a capturé seulement la moitié de la surface de la planète la plus intérieure du Système solaire, ajoute King, empêchant un verdict final sur si les falaises ont ou n'ont pas une orientation à travers la planète. Ce scénario s'est amélioré spectaculairement avec les nouvelles données de MESSENGER.

"Nous avons vu un tiers de la partie que nous n'avions jamais vue après ce survol récent," commente King, notant que les nouvelles vues ont également eu différents angles du Soleil pour souligner de nouvelles régions de falaises.

Lorsque MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging) aura atteint son orbite stationnaire autour de la planète en Mars 2011, les scientifiques sauront avec certitude si les escarpements sont alignés à l'échelle de la planète.

"Jusqu'à là, nous n'aurons pas 100 pour cent d'assurence", commente King. A présent, le vaisseau spatial passe près de l'orbite de Vénus et se rapproche d'un second passage en Octobre 2008 et d'un troisième en Septembre 2009.

Pousées de manteau

En supposant que les escarpements sont en effet alignés, King pense qu'une mince couche de manteau encore active sous la croûte de Mercure peut être responsable des dispositifs comme les falaises.

"Elle a un noyau de fer très grand comparé à la Terre, à Vénus et à Mars," ajoute King à propos du coeur métallique de Mercure. "La roche au-dessus de lui est confinée par une vraie coquille mince."

Puisqu'il y a à peine d'endroit pour que la roche chaude du manteau serpente vers la surface de la planète, les modèles de King suggèrent que le matériel est forcé à effectuer un modèle de roulement de panache linéaire ou en feuille. Sur Terre, là où l'espace du manteau abonde sous la croûte, la roche montante est la plupart du temps contenue dans des colonnes cylindriques.

"La dynamique est de beaucoup différente pour Mercure. J'ai fait un certain nombre de modèles, et ce modèle de roulement apparaît presque toujours," commente King. "Les efforts créés par ceci sur la croûte peuvent être énormes."

Encore active ?

Bien que King et Solomon conviennent que les falaises de Mercure ont probablement cessé de se former il y a quelques milliards d'années, les modèles de King suggèrent que l'activité de convection pourrait encore s'agiter sous la surface de la planète.

"Vous emprisonnez beaucoup d'énergie quand vous créez une planète, et cela prend un bon moment pour que cette chaleur sorte du système. Il est encore en discusion si cette convection continue ou non aujourd'hui."

Solomon a indiqué que les instruments sur MESSENGER qui peuvent surveiller les changements de masse devraient pouvoir dire si la roche chaude se déplace toujours sous la froide coquille durcie de Mercure.

"Si les nouvelles images montrent une orientation aux escarpements lobaires, Scott King pourrait avoir décrit la convection du manteau de Mercure dans le passé," commente Solomon. "Si cette convection est toujours en cours aujourd'hui, nous devrions pouvoir utiliser MESSENGER pour détecter cette activité dans le champs gravitationnel et la topographie de la planète."

http://www.space.com/scienceastronomy/080325-st-mercury-cliffs.html

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le graphique ci-dessous représente une coupe transversale de Titan, la lune de Saturne. Les scientifiques de la mission Cassini pensent qu'il pourrait y avoir une couche d'eau liquide mélangée avec de l'ammoniaque à environ 100 kilomètres sous la surface de Titan.

Crédit : NASA/JPL

L'hypothèse selon laquelle Titan aurait un océan interne provient des données glanées par le radar de Cassini, l'instrument Synthetic Aperture Radar, au cours de 19 passages différents au-dessus de Titan entre Octobre 2005 et Mai 2007. Avec les données des premières observations radar, les scientifiques et les ingénieurs radar ont établi l'emplacement de 50 sites à la surface de Titan. Ils ont ensuite recherché ces mêmes lacs, canyons et montagnes dans l'ensemble des données retournées par Cassini dans ses survols postérieurs de Titan.

Ils ont alors trouvé que les principales caractéristiques de surface semblaient s'être déplacées de leur positions prévues jusqu'à 31 kilomètres. Comme les sites ne pouvaient pas s'être réellement déplacés, le déplacement apparent a été interprété par les scientifiques et ingénieurs par le fait que Titan tournait autour de son axe d'une manière insoupçonnée auparavant.

Le modèle de rotation de Titan avant les observations de Cassini était compatible avec les champs gavitationnels de Saturne et des autres planètes et lunes proches mais omettait d'autres effets plus faibles bien moins compris. Puisque la rotation observée de Titan ne s'accorde pas avec ce modèle, d'autres influences, telles que les changements saisonniers du mouvement de son atmosphère pourraient être également importants. Il est difficile d'expliquer comment de tels phénomènes relativement faibles pourraient avoir une influence prononcée sur la rotation de Titan à moins que la croûte glacée de la lune soit désolidarisée de son noyau par un océan interne. Si la croûte est désolidarisée du coeur, les fluctuations atmosphériques à elles seules pourraient justifier la rotation observée.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10243

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une puissante explosion stellaire détectée le 19 Mars par le satellite Swift a pulvérisé le record de l'objet le plus éloigné qui pouvait être vu à l'oeil nu.

L'explosion était un éclat de rayons gamma. La plupart des éclats de rayons gamma se produisent lorsque les étoiles massives viennent à cours de carburant nucléaire. Leurs noyaux s'effondrent pour former des trous noirs ou des étoiles à neutrons, libérant un éclat intense de rayons gamma de grande énergie et éjectant des jets de particules qui envahissent l'espace à une vitesse proche de celle de la lumière comme un chalumeau cosmique. Quand les jets percutent les nuages interstellaires environnants, ils réchauffent le gaz, produisant souvent de brillantes postluminescences. Les éclats de rayons gamma sont les explosions les plus lumineuses dans l'Univers depuis le Big Bang.

"Cet éclat était un monstre," commente Neil Gehrels (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md), principal investigateur de Swift. "Il balaye chaque éclat de rayons gamma que nous avons vu jusqu'ici."

Le télescope d'alerte d'éclat Swift a détecté l'éclat à 06h12 UTC le 19 Mars, et déterminé les coordonnées dans la constellation du Bouvier (Boötes). Les télescopes dans l'espace et sur Terre se sont rapidement déplacés pour observer la postluminescence. L'éclat est appelé GRB 080319B, parce que c'était le deuxième éclat de rayons gamma détecté ce jour.

La postluminescence extrêmement lumineuse de GRB 080319B était imagée par les

instruments X-ray Telescope de Swift (à gauche) et Optical/Ultraviolet Telescope (à droite).

C'était de loin la plus brillante postluminescence d'éclat de rayons gamma jamais vue.

Crédit : NASA/Swift/Stefan Immler, et al.

Deux autres instruments de Swift, le télescope de rayons X et le télescope Ultraviolet/Optical, ont également observé la brillante postluminescence. Plusieurs télescopes terrestres ont vu la postluminescence s'illuminer aux magnitudes visuelles entre 5 et 6 dans l'échelle logarithmique de magnitude utilisée par les astronomes. Plus un objet est lumineux, plus bas est son nombre qualifiant la grandeur. Depuis un endroit sombre dans la campagne, les gens ayant une vision normale peuvent voir les étoiles légèrement plus faible que la magnitude 6. Cela signifie que la postluminescence aurait été faible, mais visible à l'oeil nu.

Plus tard dans la soirée, le VLT (Very Large Telescope) au Chili et le HET (Hobby-Eberly Telescope) au Texas ont mesuré le décalage vers le rouge, ou redshitf, de l'éclat à 0.94. Un déclagage vers le rouge est une mesure de la distance à un objet. Un redshitf de 0.94 traduit une distance de 7.5 milliards d'années-lumière, signifiant que l'explosion a eu lieu il y a 7.5 milliards d'années, un moment où l'Univers avait moins de la moitié de son âge actuel et que la Terre n'était pas encore formée. C'est plus qu'à mi-chemin à travers l'Univers visible.

"Aucun autre objet connu ou type d'explosion ne pourrait être vu à l'oeil nu à une si immense distance," ajoute Stephen Holland (Goddard Space Flight Center), membre d'équipe scientifique. "Si quelqu'un s'avérait justement regarder au bon endroit au bon moment, il aurait vu l'objet le plus éloigné jamais vu par des yeux humains sans aide optique."

La postluminescence optique de GRB 080319B était 2.5 millions de fois plus lumineuse que la supernova la plus lumineuse jamais enregistrée, faisant de lui l'objet le plus intrinsèquement lumineux jamais observé par des humains dans l'Univers. L'objet précédent le plus éloigné qui pourrait avoir été vu par l'oeil nu est la galaxie voisine M33, à un relativement petit 2.9 millions d'années-lumière de la Terre.

L'analyse de GRB 080319B commence tout juste, aussi les astronomes ne savent pas pourquoi cet éclat et sa postluminescence étaient si lumineux. Une possibilité est l'éclat était plus énergique que d'autres, peut-être en raison de la masse, de la rotation, ou du champ magnétique de l'étoile ancêtre ou de son jet. Ou peut-être elle a concentré son énergie dans un étroit jet qui a visé directement la Terre.

http://www.nasa.gov/home/hqnews/2008/mar/HQ_08086_Swift_Detects_GRB.html

Nouvelles du Ciel : e-Media 19/03/2008

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes ont fait la meilleure détermination à ce jour de la puissance d'une explosion de supernova qui était visible depuis la Terre il y a bien longtemps. En observant le reste d'une supernova et un écho de lumière de l'éclat initial, ils ont établi la validité d'une nouvelle méthode puissante pour étudier les supernovae.

En utilisant des données de l'observatoire de rayons X Chandra, de l'observatoire XMM-Newton, et de l'observatoire Gemini, deux équipes de chercheurs ont étudié le reste de supernova et son écho de lumière, situés dans le Grand Nuage de Magellan (LMC), une petite galaxie à environ 160.000 années-lumière de la Terre. Ils ont conclu que la supernova s'est produite il y a environ 400 ans (dans le calendrier de la Terre), et était exceptionnellement brillante et énergique.

Ce résultat est une première, deux méthodes - observations en rayons X d'un reste de supernova et observations optiques des échos de lumière de l'explosion - ont été utilisées toutes deux pour estimer l'énergie d'une explosion de supernova. Jusqu'à présent, les scientifiques avaient seulement fait une telle évaluation en utilisant la lumière vue peu après qu'une étoile ait éclaté, ou en utilisant les restes qui ont plusieurs centaines d'années, mais pas les deux.

Crédit : Chandra: NASA/ CXC/ Princeton/ C.Badenes et al.
MCELS: NOAO/ AURA/ NSF/ S.Points, C.Smith & MCELS team
Light echo: NOAO/ CTIO/ Harvard/ A.Rest et al.

"Les gens n'avaient pas de télescopes perfectionnés pour étudier les supernovae quand elles ont éclaté il y a des centaines d'années," commente Armin Rest (Harvard University), qui a mené les observations d'écho de lumière avec le télescope Gemini. "Mais nous avons fait la meilleure chose suivante en regardant autour de l'emplacement de l'explosion et en reconstituant l'action."

L'énergie de l'explosion a été estimée en étudiant un écho de lumière originale de l'explosion. Exactement comme le bruit rebondit sur les parois d'un cayon, les ondes lumineuses peuvent aussi créer un écho en rebondissement sur les nuages de poussières dans l'espace. La lumière de ces échos voyage un plus long chemin que la lumière qui voyage directement vers nous, et ainsi peut être vue des centaines d'années après la supernova elle-même.

D'abord vu par l'observatoire Inter-Américain de Cerro-Tololo au Chili, les échos de lumière ont été observé plus en détail par l'Observatoire Gemini au Chili. Les spectres optiques de l'écho de lumière ont été employés pour confirmer que la supernova était un Type Ia et pour déterminer clairement la classe particulière de l'explosion et donc son énergie.

Les données de Chandra, avec les données de XMM-Newton obtenues en 2000, ont été alors indépendamment employées pour calculer la quantité d'énergie impliquée dans l'explosion originale, en utilisant une analyse du reste de supernova et des modèles d'explosion ultramodernes. Leur conclusion a confirmé les résultats des données optiques, à savoir que l'explosion était une variété particulièrement énergique et lumineuse de supernova de Type Ia. Cet accord fournit la preuve forte que les modèles détaillés d'explosion sont précis.

"Avoir ces deux méthodes en accord nous laisse pousser un soupir de soulagement," ajoute Carlos Badenes (Princeton University) qui a mené l'étude de Chandra et de XMM-Newton. "Tout porte à croire que nous sommes sur la bonne voie avec l'essai de comprendre ces grandes explosions. Leurs débris stellaires peuvent vraiment conserver une mémoire de ce qui les a créés des centaines d'années plus tôt."

Les deux méthodes ont estimé un temps similaire depuis l'explosion d'environ 400 ans. Une contrainte supplémentaire sur l'âge vient du manque de preuve historique enregistrée pour une supernova récente dans le LMC. Parce que cette étoile est apparu dans l'hémisphère sud, elle aurait probablement été vue par les navigateurs qui ont noté les événements célestes pareillement lumineux s'il s'était produit il y a moins de 400 ans environ.

Puisque les supernovae de Type Ia ont un éclat intrinsèque presque uniforme, elles sont utilisées comme outils importants par les scientifiques pour étudier l'expansion de l'Univers et de la nature de l'énergie sombre.

"Il est crucial de savoir que les suppositions de base sur ces explosions sont correctes, ainsi elles ne sont pas employées juste comme des boîtes noires pour mesurer les distances," commente Badenes.

Ce travail est également étendu à d'autres restes de supernova et échos de lumière.

"C'est le premier cas où les conclusions qui sont tirées du reste de supernova sur l'explosion originale peuvent être directement examinées en regardant l'événement original lui-même," note Rest. "Nous serons capable d'en apprendre plus sur les supernovae dans notre propre galaxie en employant cette technique."

http://www.esa.int/esaSC/SEMPIBN5NDF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope spatial Hubble a fait la première détection à ce jour d'une molécule organique dans l'atmosphère d'une planète de la taille de Jupiter satellisant une autre étoile. Cette percée est une étape importante dans l'identification éventuelle des signes de vie sur une planète en dehors de notre Système solaire.

La molécule trouvée par Hubble est du méthane, qui dans les bonnes circonstances peut jouer un rôle majeur dans la chimie prébiotique -- les réactions chimiques considérées nécessaires pour former la vie comme nous la connaissons.

Cette découverte montre que Hubble et les prochaines missions spatiales, telles que le James Webb Space Telescope, peuvent détecter des molécules organiques sur des planètes autour d'autres étoiles en employant la spectroscopie, qui décomposent la lumière pour révéler les traces de divers produits chimiques.

"C'est un tremplin crucial pour caractériser par la suite les molécules prébiotiques sur des planètes où la vie pourrait exister," commente Mark Swain du JPL (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Californie) de la NASA, qui a dirigé l'équipe qui a fait la découverte. Swain est l'auteur principal d'un papier qui paraîtra dans l'édition du 20 Mars de Nature.

La découverte vient après des observations approfondies faites en Mai 2007 avec l'instrument NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) de Hubble. Elle confirme également l'existence de molécules d'eau dans l'atmosphère de la planète, une découverte faite à l'origine par le télescope spatial Spitzer en 2007. "Avec cette observation il n'y a aucune question s'il y a de l'eau ou pas — l'eau est présente," ajoute Swain.

La planète maintenant connue pour avoir du méthane et de l'eau est située à 63 années-lumière dans la constellation du Petit Renard (Vulpecula). Appelée HD 189733b, la planète est si massive et si chaude qu'elle est considérée comme n'hébergeant probablement pas la vie. HD 189733b, une "Hot Jupiter", est si proche de son étoile parent qu'il lui faut juste un peu plus de deux jours pour compléter une orbite. Ces objets sont de la taille de Jupiter mais orbitent plus près de leur étoile que la minuscule et plus intérieure planète Mercure dans notre Système solaire. L'atmosphère de HD 189733b atteint 1.700 degrés d Fahrenheit, environ la même température que le point de fusion de l'argent.

Bien que la planète qui étreint son étoile soit trop chaude pour la vie comme nous la connaissons, "cette observation est la preuve que la spectroscopie peut finalement être faite sur une planète plus froide et potentiellement habitable satellitant une étoile plus faible de type naine rouge," commente Swain. Le but final des études comme celle-ci est d'identifier les molécules prébiotiques dans les atmosphères des planètes dans les "zones habitables" autour d'autres étoiles, où les températures sont bonnes pour que l'eau reste liquide plutôt que gelée ou s'évapore au loin.

Les observations ont été faites lorsque la planète HD 189733b est passée devant son étoile parent dans ce que les astronomes appellent un transit. Pendant que la lumière de l'étoile passait brièvement à travers l'atmosphère le long du bord de la planète, les gaz dans l'atmosphère ont imprimé leurs signatures uniques sur la lumière de l'étoile HD 189733.

Les astronomes ont été étonnés de constater que la planète a plus de méthane que prévu par les modèles conventionnels pour des "Hot Jupiters". "Ceci indique que nous ne comprenons pas encore vraiment les atmosphères des exoplanètes," note Swain.

"Ces mesures sont une étape importante pour notre but final de détermination des conditions, telles que la température, la pression, les vents, les nuages, etc., et la chimie sur des planètes où la vie pourrait exister. La spectroscopie infrarouge est vraiment la clef pour ces études parce qu'elle est mieux assortie pour détecter des molécules," ajoute Swain.

Les co-auteurs de Swain sur l'article incluent Gautam Vasisht (JPL) et Giovanna Tinetti (University College, London/European Space Agency).

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/11/full/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le célèbre auteur de science-fiction Sir Arthur C. Clarke est décédé à Colombo au Sri Lanka à l'âge de 90 ans.

Après des études de physique et de mathématiques au King's College de Londres et un passage dans la Royal Air Force comme instructeur radar, il publie parallèlement d'innombrables articles de vulgarisation scientifique et des nouvelles et romans de science-fiction. On lui doit notamment une histoire courte appelée "The Sentinel" qui servira de base au film de Stanley Kubrick sorti en 1968 sous le titre de "2001 : Odyssée de l'espace".

Président de la British Interplanetary Society (1946-1947; 1950-1953), Sir Arthur Charles Clarke alla vivre au Sri Lanka, puis en 1956 s'installa à Ceylan, où il étudia notamment l'astronomie et les fonds sous-marins, matières auxquelles il consacre plusieurs ouvrages. Ses préocupations scientifiques sont sensibles dans l'ensemble de son oeuvre littéraire.

Alors qu'il servait dans la RAF, Sir Arthur C. Clarke prédit l'avénement des satellites de télécommunications géostationnaires dans un article intitulé "Extra Terrestrial Relays" publié en Octobre 1945 dans Wireless World .

http://news.bbc.co.uk/2/hi/uk_news/7304004.stm

http://news.bbc.co.uk/2/hi/uk_news/2358011.stm

http://www.msnbc.msn.com/id/23697230/

http://edition.cnn.com/2008/SHOWBIZ/books/03/18/obit.clarke.ap/

http://www.arthurcclarke.net/

http://lakdiva.org/clarke/1945ww/

http://www.fantasticfiction.co.uk/c/arthur-c-clarke/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette image de l'Observatoire de rayons X Chandra montre les débris d'un explosion d'étoile massive dans le Grand Nuage de Magellan, une petite galaxie à environ 160.000 années-lumière de la Terre. Le reste de supernova (SNR) montré ici, N132D, est la plus brillante dans les nuages de Magellan, et appartient à une classe rare de reste riche en oxygène. La majeure partie de l'oxygène que nous respirons sur Terre est supposée provenir d'explosions similaires à celle-ci.

Les couleurs dans cette image montrent les rayons X de faible énergie, (en rouge), les rayons X d'énergie intermédiaire (en vert), et les rayons X d'énergie élevée (en bleu). Des quantités substantielles d'oxygène sont détectées dans cette image, en particulier dans les régions vertes près du centre de l'image. L'emplacement de ces secteurs riches en oxygène, détectés dans l'image de Chandra, correspond bien en général avec les secteurs riches en oxygène détectés dans les images du télescope spatial Hubble (non montrées ici).

Cependant, l'énveloppe en expansion ellipsoïdale d'oxygène vue dans N132D n'est pas vue dans G292.0+1.8 ou Puppis A, deux SNRs riches en oxygène dans la galaxie ayant des âges semblables à N132D (environ 3.000 ans, dix fois plus que CasA). L'origine de cette enveloppe est inconnue, mais elle pourrait avoir été créée par une 'bulle de nickel' peu de temps après l'explosion de supernova, provoquée par l'absorption d'énergie radioactive du nickel qui a été créée par l'explosion. L'existence de telles bulles est prévue par les travaux théoriques.

Le but final de ces observations est de contraindre la masse de l'étoile qui a éclaté et pour en apprendre plus sur la façon dont les étoiles massives éclatent et diffusent les éléments lourds comme l'oxygène dans l'espace environnant.

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/n132d/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le récent passage fin Février 2007 de la sonde New Horizons auprès de Jupiter a donné aux scientifiques une occasion unique d'observer la planète depuis la sonde et depuis notre planète. Une équipe internationale de scientifiques a entrepris une grande campagne d'observations de Jupiter avec le télescope spatial Hubble. Les résultats de cette campagne ont permis aux planétologues du Laboratoire de Physique Atmosphérique et Planétaire de l'Université de Liège d'attirer l'attention des scientifiques sur des aspects inattendus de ces aurores polaires.

Les empreintes d'Io

Des scientifiques ont observé des taches lumineuses inattendues sur Jupiter provoquées par sa lune Io.

En plus d'afficher l'activité volcanique la plus spectaculaire dans le Système solaire, Io provoque des aurores sur sa planète mère, qui sont semblables aux aurores polaires sur Terre. Les émissions aurorales liée à la lune volcanique sont appelées des empreintes d'Io.

D'études précédentes, les chercheurs ont découvert que l'empreinte d'Io consiste en une tache brillante qui est souvent suivie d'autres taches aurorales. Ces taches sont généralement situées en aval par rapport à un flux de particules chargées autour de la planète géante. Maintenant, une équipe de planétologues de Belgique et d'Allemagne ont mis en évidence l'apparition systématique d'une faible tache non plus en aval, mais en amont la tache principale. Ils ont pu montrer que quand la tache principale était précédée d'une tache en amont dans un hémisphère, elle était suivie de taches en aval dans l'hémisphère opposé et vice-versa.

« Avant on n'avait observé que des taches en aval de la tache principale, mais seule la moitié des configurations possibles d'Io dans le champ magnétique de Jupiter avait été étudiées », explique Bertrand Bonfond, doctorant au Laboratoire de Physique Atmosphérique et Planétaire de l'ULg. « Maintenant, on a une vue complète du phénomène et le résultat est assez surprenant parce que cette tache en amont n'était pas du tout prévue par les modèles. »

Pour expliquer leurs dernières observations, les chercheurs ont proposé une nouvelle théorie. Celle-ci explique les taches en amont et en aval grâce à des faisceaux d'électrons qui peuvent voyager d'un hémisphère à l'autre. Leur découverte fera la couverture de l'édition du 16 Mars de la revue américaine Geophysical Research Letters.

Analyser l'interaction entre Io et Jupiter est fascinant parce que c'est l'exemple typique de ce qui se passe quand un astre conducteur d'électricité tourne autour d'un autre possédant un fort champ magnétique. Des interactions électromagnétiques similaires sont probablement très communes dans l'Univers. Par exemple, des scientifiques pensent que ce genre d'interaction pourrait se produire entre certaines exoplanètes et leur étoile. Par contre, la Lune ne crée pas d'empreinte aurorale sur la Terre à la fois parce qu'elle n'est pas conductrice et parce qu'elle est trop éloignée.

Afin de tester leur nouvelle théorie sur comment la forme des taches et en aval, Bonfond et ses collègues planifient de nouvelles observations d'empreintes d'Io après le mois d'Août 2008. C'est vers cette période que les réparations et les améliorations du télescope spatial Hubble sont programmées.

Morphologie de l'aurore polaire de Jupiter

Dans un autre article, Aikaterini Radioti, chercheuse grecque en séjour post-doctoral au Laboratoire de Physique Atmosphérique et Planétaire de l'ULg, et ses collègues ont démontré pour la première fois qu'il existait une discontinuité systématique dans l'ovale auroral qui entoure chacun des pôles de Jupiter.

Cette discontinuité montre qu'il existe des inhomogénéités à la fois dans la façon dont les particules chargées circulent autour de Jupiter et dans les processus physiques qui ont lieu dans la magnétosphère de la planète. Ces observations ont été obtenues à partir de données fournies par Hubble.

Un article à ce sujet vient d'être publié dans le Journal of Geophysical Research  et a été sélectionné pour l' « Image of the Week » du site web de l'American Geophysical Union.

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-03/agu-nsf031708.php

Source : Université de Liège http://www.ulg.ac.be/cms/c_129326/des-planetologues-de-l-universite-de-liege-devoilent-des-aspects-caches-de-jupiter

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle analyse des données de cratères d'impact de Mars révèle que la planète a subi une série de bouleversements volcaniques globaux. Ces violents épisodes ont répandu de la lave et de l'eau sur la surface, sculptant le paysage que Mars Express voit aujourd'hui.

En utilisant des images de l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) sur Mars Express, Gerhard Neukum (Freie Universität Berlin, Allemagne) et ses collègues découvrent l'histoire de l'activité géologique de la planète rouge. "Nous pouvons maintenant déterminer les âges de grandes régions et des événement de remodelage de la surface sur la planète," note Neukum. Le remodelage de la surface se produit quand les éruptions volcaniques répandent la lave à travers la surface de la planète.

Ce travail a suggéré que le sculptage de la surface de Mars ne s'est pas déroulé d'une façon régulière, comme il se fait sur Terre. Au lieu de cela, l'équipe a découvert que Mars a été devasté par de l'activité volcanique violente cinq fois dans le passé, après la phase primaire censée plus chaude et plus humide, il y a plus de 3,8 milliards d'années. Entre ces épisodes, la planète a été relativement calme.

Les cinq épisodes volcaniques s'étalent dans toute l'histoire de Mars, se produisant autour de 3.5 milliards d'années, vers 1.5 milliards d'années, vers 400-800 millions d'années, vers 200 millions d'années et vers 100 millions d'années. Neukum estime que les dates des premiers épisodes sont correctes à 100-200 millions d'années près et que les dates ultérieures sont correctes à 20-30 millions d'années près.

Les âges ont été estimés en comptant le nombre de petits cratères qui apparaissent sur le paysage. L'idée est simple : plus la surface est ancienne, plus de cratères seront accumulés lorsque les météorites de toutes tailles l'auront heurté au fil des âges.

 Il y a eu récemment une discussion sur la validité de cette méthode. Quelques chercheurs croient que les petits cratères ne sont pas produits par les météorites entrantes mais par des gros morceaux de roche de Mars soufflés au-dessus de la surface après un grand impact simple. Toutefois des chercheurs américains, analysant la valeur de sept années d'images de l'instrument MOC (Mars Orbiter Camera) sur Mars Global Surveyor, ont trouvé de nouveaux cratères apparaissant sur la surface pendant ce temps.

"Le taux de cratères aujourd'hui peut être calculé à partir de leurs observations," note Neukum. Il correspond très étroitement au taux de cratères qu'il a établi des données de Mars Express avec Bill Hartmann (Planetary Science Institute, Tucson, Arizona), lui donnant confiance dans l'estimation.

Pendant ces épisodes volcaniques, les éruptions de lave ont coulé à travers Mars. La chaleur interne produite par l'activité volcanique a également fait jaillir l'eau de l'intérieur, entraînant des inondations soudaines à grande échelle.

Quant à pourquoi Mars se comporte comme ceci, les modèles géophysiques sur ordinateur suggèrent que la planète a essayé d'établir un système de tectonique de plaques, comme il y a sur Terre où la croûte s'est cassée dans des plaques se déplaçant lentement. Sur Mars, les épisodes volcaniques représentent la planète arrivant presque, mais n'atteignant pas réellement, la tectonique des plaques - et ces épisodes volcaniques pourraient ne pas être terminés.

"L'intérieur de la planète n'est pas encore froid, aussi, ceci pourrait encore se produire," ajoute Neukum.

Loin d'indiquer un monde géologiquement mort, Mars Express expose un endroit d'activité subtile qui pourrait encore éclater dans quelque chose de plus spectaculaire.

http://asimov.esrin.esa.int/esaCP/SEMCPLM5NDF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Deux roches trouvées ensemble en Antarctique sont de gros morceaux d'une planète naine qui a été brisée tôt dans l'histoire du Système solaire, suggèrent des études détaillées. D'autres restes du proto-monde peuvent encore flotter autour dans la Ceinture d'astéroïdes, et pourraient être identifiables par le spectre de la lumière du Soleil qu'ils reflètent.

Dans les dizaines de premiers millions d'années du Système solaire, les collisions entre les objets rocheux et la désintégration des isotopes radioactifs ont fondu les intérieurs de grands objets. Des Océans de magma - peut-être profond de centaines des kilomètres - ont recouvert la lune, la Terre, et d'autres grands corps, permettant au matériel dense de s'installer vers leurs centres dans un processus appelé différentiation.

Les deux morceaux de météorite, appelés GRA 06128 et GRA 06129 d'après la région de Graves Nunataks de l'Antarctique où elles ont été trouvées ensemble en 2006, montrent la preuve d'une telle différentiation - ce qui suggère qu'elles proviennent d'un corps massif.

C'est parce que les deux objets sont faits la plupart du temps d'un minéral appelé feldspath, qui constitue environ 75 à 90% de leur volume.

Le feldspath est bien plus abondant dans quelques roches lunaires. Il est pensé être le résultat des cristaux de feldspath se solidifiant de l'océan primaire de magma sur la Lune. Parce que le feldspath est un minerai relativement léger, il aurait flotté jusqu'au-dessus de l'océan de magma, lui permettant de former une couche fortement concentrée du minerai.

La quantité de feldspath dans les deux fragments de météorite suggère qu'ils soient les restes d'un corps très grand qui a différencié d'une manière semblable, selon Allan Treiman (Lunar and Planetary Institute in Houston, Texas, USA), qui a mené une étude de l'un des fragments.

'Nouveau monde étrange'

D'autres études de la météorite, y compris une menée par Richard Ash (University of Maryland, College Park), une autre dirigée par Chip Shearer (University of New Mexico, Albuquerque), et une troisième conduite par Ryan Zeigler (Washington University in St Louis, Missouri), toutes aux USA, conviennent que le corps parent a du être assez massif pour s'être répartis en couches.

Les concentrations de feldspath suggèrent que le corpsétait probablement plus petit que la Lune de 3500 kilomètres de diamètre mais plus grand que Vesta, le troisième plus grand asteroïde dans le Système solaire avec 578 kilomètres de diamètre, note Treiman.

C'est parce que les météorites supposées être de Vesta contiennent de la lave solidifiée, mais pas de grandes concentrations de feldspath. Cela suggère que Vesta était assez massive pour fondre, mais pas si massive que celle différenciée pour former une couche distincte de minerai.

"C'est un morceau d'un corps de la taille d'une planète naine qui n'existe apparent plus," ajoute Treiman. "Nous avons ici un échantillon d'un nouveau monde étrange, un échantillon que nous n'avons jamais vu auparavant."

Ere ancienne

Zeigler, cependant, indique les météorites nouvellement étudiées comportent des similitudes avec une classe des météorites appelées brachinites, dont le corps parent semble avoir été assez grand pour fondre partiellement. "Je pense nous pouvons faire donner des arguments que la nouvelle découverte est du corps parent de brachinite mais je ne pense pas que nous pouvons le dire encore définitivement."

La composition des météorites a conduit les scientifiques à  éliminer la possibilité qu'elles sont des morceaux de la Lune, de Mars ou de Vénus. Et le rapport de fer/manganèse ne correspond pas à celui de la Terre, éliminant la possibilité que c'est un vieux gros morceau extrait de la surface de notre planète qui est revenu plus tard.

En mesurant la désintégration radioactive des éléments dans la météorite, les scientifiques menés par Richard Ash ont montré que la roche a dû être formée il y a environ 4.5 milliards d'années, quand la Terre et les autres planètes fusionnaient.

Etudier ces fragments d'un objet maintenant disparu de cette ère fournit une rare ouverture sur le Système solaire premier, indique Treiman . A ce moment-là , beaucoup d'objets de taille de planète naine volaient autour du Système solaire. Certains auraient été projetés hors du Système solaire par des interactions gravitationnelles avec d'autres objets, alors que d'autres se heurtaient pour aider à construire les planètes actuelles dans le Système solaire d'aujourd'hui.

Fragments restants

"Nous regardons peut-être une partie de l'histoire du Système solaire quand les planètes naines étaient partout et en train de former les planètes terrestres," ajourte Treiman.

Mais ce qui est arrivé exactement à l'objet parent de GRA 06128 et de GRA 06129 n'est pas connu. S'il était détruit dans une collision, il peut encore y avoir des fragments de lui flottant autour du système solaire en tant qu'astéroïdes. Treiman indique que de tels fragments pourraient être identifiés par leurs spectres de lumière.

Quelques aspects de la météorite, tels que l'abondance élevée de sodium dans certains de ses minerais, laissent entendre que le corps parent pourrait avoir contenu beaucoup d'eau, selon une autre étude de la météorite par Tomoko Arai (National Institute for Polar Research, Tokyo, Japon).

La recherche des cinq équipes a été présentée mercredi à la Conférence des Sciences Planétaires et Lunaires à  Houston, Texas, USA.

http://space.newscientist.com/article/dn13456-meteorites-may-be-remnants-of-destroyed-dwarf-planet.html

http://www-curator.jsc.nasa.gov/antmet/amn/amnaug07/petdesGRA06128.cfm

http://www-curator.jsc.nasa.gov/antmet/amn/amnaug07/petdesGRA06129.cfm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Cassini a exécuté un survol audacieux de la lune Encelade de Saturne le mercredi 12 Mars, volant à environ 15 kilomètres par seconde à travers les jets comme des geysers d'eau glaciale. Le vaisseau spatial a ramassé de précieux échantillons qui pourraient indiquer un océan d'eau ou de produits organiques à l'intérieur de la petite lune.

Les scientifiques croient que les geysers pourraient fournir la preuve que l'eau liquide est emprisonnée sous la croûte glaciale d'Encelade. Les geysers émanent de fractures courants le long du pôle sud de la lune, répandant de la vapeur d'eau à approximativement 400 mètres par seconde.

Les nouvelles données fournissent un regard beaucoup plus détaillé sur les fractures qui modifient la surface et donneront une comparaison sensiblement améliorée entre l'histoire géologique du pôle nord et du pôle sud de la lune.

Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Les nouvelles images montrent que comparée à une grande partie de l'hémisphère sud sur Encelade -- la région polaire sud en particulier -- la région polaire nord est beaucoup plus ancienne et parsemée de cratères de diverses tailles. Ces cratères sont capturés à différentes étapes de boulversement et d'altération par l'activité tectonique, et probablement du réchauffement passé de le dessous. Plusieurs cratères semblent découpés en tranches par des petites fissures parallèles qui semblent être omniprésentes dans tous le vieux terrains parsemés de cratères sur Encelade.

"Ces nouvelles images nous montrent en grand détail comment le pôle nord de la lune diffère du sud, une comparaison importante pour établir l'histoire géologique évidemment complexe de la lune," commente Carolyn Porco, chef d'équipe d'imagerie de Cassini, Space Science Institute, Boulder, Colorado. "Et le succès du survol audacieux et à très faible altitude d'hier signifie que la rencontre très proche de l'été prochain, quand nous obtiendrons des images extraordinairement détaillées de la surface des sources des jets du pôle sud d'Encelade, devrait être un excitant 'prochain grand pas' dans la compréhension sur comme les jets sont alimentés."

Le survol de cette semaine et un autre prévu pour le 09 Octobre 2008, ont été conçus de sorte que les analyseurs de particules de Cassini pouvaient disséquer le "corps" du panache pour des informations sur la densité, la taille, la composition et la vitesse des particules. Entre autres choses, les scientifiques emploieront les données recueillies cette semaine pour trouver si les gaz du panache correspondent aux gaz qui composent le halo de particules autour d'Encelade. Ceci peut aider à déterminer comment les panaches se sont formés.

Durant l'approche au plus près de Cassini, deux instruments collectaient des données -- l'analyseur de poussières cosmiques (Cosmic Dust Analyzer) et le spectromètre de masse neutre et d'ion (Ion and Neutral Mass Spectrometer). Un hoquet non expliqué du logiciel avec l'instrument analyseur de poussières cosmiques de Cassini l'a empêché de rassembler des données pendant l'approche au plus près, bien que l'instrument ait obtenu des données avant et après l'approche. Pendant le survol, l'instrument commutait entre deux versions du logiciel informatique. La nouvelle version était conçue pour augmenter la capacité de compter les frappes de particules par plusieurs centaines de coups par seconde. Les quatre autres instruments de champs et de particules sur le vaisseau spatial, en plus de l'instrument Ion and Neutral Mass Spectrometer, ont capturé toutes leurs données, lesquelles compléteront les études globales de composition et élucideront l'environnement unique du panache d'Encelade.

Les instruments de Cassini ont découvert la preuve de jets comme des geysers sur Encelade en 2005, constatant que les éruptions continues d'eau de glace créent un halo colossal de poussières et de gaz de glace autour d'Encelade, qui contribue à l'approvisionnement de matières pour l'anneau E de Saturne.

C'était le premier des quatre survols d'Encelade de cette année par Cassini. Au cours du survol de mercredi, le vaisseau spatial est venu à 50 kilomètres de la surface lors de l'approche au plus près, à 200 kilomètres alors qu'il volait à travers le panache. Les futurs voyages peuvent amener Cassini même plus près de la surface d'Encelade. Cassini complètera sa mission principale, une excursion de quatre ans dans le monde de Saturne, en Juin. Par la suite, une mission prolongée proposée inclurait sept survols supplémentaires d'Encelade. Le prochain survol d'Encelade aurait lieu en Août de cette année.

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=824

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'ATV "Jules Verne" a accompli deux manoeuvres orbitales le 12 Mars, se propulsant jusqu'à une altitude de 303 km - à mi-chemin entre l'orbite d'injection sur laquelle l'avait placé son lancement dimanche dernier et l'orbite de la Station spatiale internationale.

Pour ces transferts orbitaux, l'ATV a utilisé deux de ses quatre moteurs principaux. Chaque mise à feu a duré approximativement 2 minutes et fourni un changement de vitesse d'un peu plus de 6 m/s. Ces deux mises à feu en suivaient deux autres effectuées hier sur commande des contrôleurs de mission au Centre de contrôle de l'ATV de l'ESA à Toulouse.

« Tout fonctionne parfaitement désormais aussi bien sur la chaîne de propulsion principale que sur la redondance, » se réjouit John Elwood, directeur de projet ATV à l'ESA. « La même chaîne - Configuration de Propulsion A - que nous avons activée lundi a été utilisée pour les deux mises à feu d'hier et pour celles d'aujourd'hui. »

« Le vaisseau dans son ensemble fonctionne à merveille et le degré de contrôle effectif au cours de ces manoeuvres a même été meilleur que nous ne l'attendions, » poursuit John Elwood. Après analyse, les mises à feu d'hier se sont même révélées avoir été effectuées avec une marge de 0,3% par rapport à l'objectif.

Ces manoeuvres ont augmenté l'altitude du "Jules Verne" d'environ 20 km et l'on amené sous l'orbite de l'ISS, qui gravite à une altitude de 340 km, et derrière elle, le vaisseau et la station étant séparés par un angle de phase d'environ 280°.

Après une première mise à feu cet après-midi à 13h20, heure d'Europe continentale, une seconde a suivi à 14h01 et a été commandée et surveillée via Artemis, le propre satellite-relais de l'ESA, en raison d'un trou dans la couverture du réseau américain TDRS à ce moment là. Cette manoeuvre a donc été 100% européenne.

Au cours des deux prochains jours, l'équipe ATV va mettre à l'essai l'une des fonctions de sécurité principales du vaisseau, la manoeuvre anti-collision, ou CAM (Collision Avoidance Manoeuvre). L'ATV "Jules Verne" est équipé d'un système totalement indépendant grâce auquel, en cas de nécessité, il peut recevoir une impulsion dans la direction opposée à la Station spatiale durant la procédure d'amarrage automatique.

Une CAM mettrait en œuvre un système de contrôle entièrement indépendant, avec ses capteurs et ses propulseurs, géré par un ordinateur séparé fonctionnant avec un logiciel développé complètement à part du reste de l'ATV.

« Si tout le reste est en panne, c'est la manoeuvre qui sert réellement de "redondance des redondances". Si les choses vont vraiment mal, c'est notre ultime système de sécurité, » explique John Elwood.

Un essai du système gérant la CAM est prévu pour la 13 mars. Il débutera vers 11h00, heure d'Europe continentale, et se déroulera au travers d'une importante série de procédures pour s'achever vers 17h00. Les contrôleurs de missions analyseront ensuite les données pour confirmer que tout s'est déroulé comme prévu.

Une démonstration réelle de la manoeuvre anti-collision est prévue pour vendredi 14 mars, à partir de 8h56, heure d'Europe continentale.

« La démonstration de la CAM est vraiment une activité critique, car elle implique d'éteindre les systèmes principaux du vaisseau et de voler réellement sous le contrôle du système de secours de la CAM. Nous surveillerons le vaisseau de très près ce vendredi, » reconnaît Bob Chesson, le chef de l'équipe des opérations de vols habités de l'ESA.

Cette intense activité pour l'équipe du "Jules Verne" intervient juste après le succès de l'opération de récupération réalisé durant la nuit du 10 mars, quand une des chaînes de commande de propulsion a été réactivée après avoir été désactivée automatiquement peu après le lancement.

Cette récupération a été une opération complexe, qui a impliqué des ingénieurs du maître d'œuvre industriel Astrium, l'équipe de projet ATV à l'ESA et l'équipe conjointe de contrôle de mission ESA-CNES au Centre de contrôle de l'ATV.

« Nous étions inquiets, mais le "Jules Verne" va bien maintenant. Je ne crois pas avoir jamais vu une coopération si forte entre autant d'équipes réalisée de manière aussi efficace. C'était incroyable de voir ces gars-là en action, » affirme Bob Chesson.

Source : ESA France http://www.esa.int/esaCP/SEMYGFM5NDF_France_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale conduite par Jonay I. González Hernández de l'Observatoire de Paris, a redéterminé l'abondance de lithium dans les deux composantes de la naine la plus pauvre en métaux connue : le résultat est surprenant.

L'abondance de lithium dans les étoiles pauvres en métaux est-elle "universelle" ?

F. et M. Spite (1982) ont trouvé une même abondance de lithium dans toutes les vieilles étoiles normales déficientes en métaux, un peu plus chaudes que le Soleil (semblables aux étoiles du coude des amas globulaires) : l'abondance est indépendante de la température et de la métallicité. Dans un graphique, l'abondance du lithium, fonction de la métallicité, dessine un plateau, quelquefois appelé le plateau des Spite. Ces auteurs proposèrent alors d'identifier l'abondance de ce plateau à l'abondance de lithium (primordial) produite dans le big bang,

L'abondance du lithium produit par le big bang d'après WMAP

Récemment, les mesures du satellite WMAP ont permis de déterminer les paramètres du modèle de nucléosynthèse du big bang, et on en déduit l'abondance du lithium ainsi produit : cette abondance est deux ou trois fois plus forte que la valeur du plateau. Comment expliquer cette différence ? Plusieurs théories proposent des destructions uniformes partielles de ce lithium abondant, formant ainsi un plateau (bas) qui serait conforme aux observations.

Extension du plateau jusqu'aux étoiles de métallicités extrêmement faibles?

Bonifacio et al. (2007, FIRST STARS VII) ont entrepris de vérifier la validité du plateau pour les naines de métallicité extrêmement faible: on trouve alors que l'abondance du lithium du plateau semble plus basse en moyenne, ou plus dispersée (vers le bas). Cette baisse ou cette dispersion pourrait suggérer une destruction variable du lithium.

Une étoile cruciale

De nouvelles observations détaillées (spectres UVES obtenus au VLT, ESO) de la naine BPS CS 22876–032 apportent des éléments nouveaux. Cette étoile a la métallicité la plus faible connue jusqu'à présent pour une naine. C'est une binaire spectroscopique composée de deux naines : formées à partir du même nuage, ces deux naines sont supposées avoir la même composition chimique. A partir de spectres pris à plusieurs phases, une analyse basée sur les couleurs et sur les isochrones de Chieffi & Limongi indique que les composantes ont bien la même composition en métaux, mais que si la primaire (plus chaude) a l'abondance de lithium du plateau des Spite, la secondaire a une abondance plus faible. L'extension du plateau est confirmé par la primaire, mais pas par la secondaire. Des modèles d'atmosphères stellaires 3D (hydrodynamiques) ont été calculés, ils donneraient des abondances de lithium un peu plus faibles pour chaque composante, mais un écart encore un peu plus grand entre les deux composantes.

Ce résultat ne permet pas de conclure, mais encourage à poursuivre et améliorer l'observation d'étoiles extrêmement déficientes en métaux, qui apportent, de plus, des informations sur les premières étoiles de notre Galaxie.

Reference

First stars XI. Chemical composition of the extremely metal-poor dwarfs in the binary CS 22876-032
González Hernández, J. I., Bonifacio, P., Ludwig, H.-G., Caffau, E., Spite, M., Spite, F., Cayrel, R., Molaro, P., Hill, V., François, P., Plez, B., Beers, T. C., Sivarani, T., Andersen, J., Barbuy, B., Depagne, E., Nordström, B., & Primas, F.
Astronomy & Astrophysics, Volume 480, Issue 1, March II 2008, pp.233-246

Contact

Jonay I. González Hernández (Observatoire de Paris, GEPI, CIFIST Marie Curie Excellence Team)

Ce travail a été mené d'abord dans le cadre du programme ESO : FIRST STARS (P. I. : R. Cayrel), et ensuite dans le contrat européen "CIFIST Excellence team Marie Curie" conduit par P. Bonifacio.

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/mar08/lithium.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Dans une découverte qui explique la façon dont des planètes comme la Terre peuvent se former, des astronomes ont rapporté cette semaine avoir trouvé la première preuve de petites particules de sable satellisant un système solaire nouvellement né à une distance à peu près identique à celle de la Terre au Soleil. Le rapport sera publié en ligne cette semaine par le journal Nature.

"Comment et quand précisément les planètes se forment est une question en suspens," commente le co-auteur Christopher Johns-Krull, professeur auxiliaire de physique et d'astronomie à l'Université Rice. "Nous croyons que les nuages en forme de disque de poussières autour d'étoiles nouvellement formées se condensent, formant des grains de sable microscopiques qui deviennent par le suite des cailloux, des rochers et des planètes entières."

Dans des études précédentes, des astronomes ont employé les signaux infrarouges de la chaleur pour identifier les particules de poussière microscopiques autour d'étoiles lointaines, mais la méthode n'est pas assez précise pour dire aux astronomes de quelle taille elles deviennent, et si les particules orbitent près de l'étoile comme la Terre le fait du Soleil, ou beaucoup plus loin à une distance plus apparentée à Jupiter ou à Saturne.

Dans la nouvelle étude, Johns-Krull et les co-auteurs aux Etats-Unis, en Allemagne et en Ouzbékistan ont employé la lumière réfléchie du sable lui-même pour confirmer l'orbite comme la Terre des particules grenues autour d'une paire d'étoiles appelée KH-15D dans la constellation de la Licorne (Monoceros). Les étoiles sont à environ 2.400 années-lumière de la Terre dans la Nébuleuse du Cône, et ont seulement environ 3 millions d'années, peu comparé au 4,5 milliards d'années du Soleil.

"Nous avons été attirés par ce système parce qu'il semble lumineux et faible à différentes heures, ce qui est bizarre," commente Johns-Krull.

Les chercheurs ont constaté que la Terre a une vue presque de profil de KH-15D. De cette perspective, le disque masque une des étoiles, mais sa jumelle a une orbite excentrique qui provoque qu'elle s'élève au-dessus du disque à intervalles réguliers.

"Ces éclipses nous laissent étudier le système avec l'étoile présente et avec l'étoile réellement absente," note Johns-Krull. "C'est un arrangement très fortuit parce que quand l'étoile est là tout le temps, elle est si lumineuse que nous ne pouvons pas voir le sable."

L'équipe a conduit des analyses photométriques et spectrographiques des données rassemblées pendant les 12 dernières années d'une douzaines d'observatoires, dont le McDonald Observatory dans l'ouest du Texas, le Keck Observatory d'Hawaii et le VLT sur le Mont Paranal au Chili.

"En raison de la façon dont la lumière est réfléchie il y a des occasions de faire des observations sur la composition chimique de ces particule de sable," ajoute le co-auteur William Herbst, un astronome à l'Université Wesleyan à Middletown, Connecticut. "C'est très passionnant parce qu'elles ouvrent tant de portes pour de nouveaux types de recherche sur ce disque."

http://www.media.rice.edu/media/NewsBot.asp?MODE=VIEW&ID=10707&SnID=1235883505

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Après une opération de remise à niveau menée à bien la nuit dernière, le système de propulsion de l'ATV "Jules Verne" a retrouvé tous ses niveaux de redondance. Depuis lors, le vaisseau a effectué les premières manoeuvres orbitales nécessaires au phasage de son orbite avec celle de la Station spatiale internationale.

Les contrôleurs de vol et les équipes de support technique ont analysé les données transmises par les calculateurs de bord de l'ATV. Après l'activation du système de propulsion qui a suivi le lancement de dimanche, ceux-ci avaient détecté une différence de pression significative entre le carburant et le comburant qui alimentent les moteurs et avaient donc désactivé une partie du système de propulsion. Un plan d'action a été mis en œuvre durant la nuit afin de retourner à des conditions nominales et poursuivre la mission.

Au cours d'une opération complexe, des instructions pour réintégrer un boîtier électronique qui commande cette partie du système de propulsion ont été envoyées au vaisseau depuis le Centre de contrôle de l'ATV à Toulouse. Après avoir entièrement désactivé le système propulsif, les quatre chaînes de propulsion ont été progressivement réactivées, ce qui a permis de rétablir l'intégralité des redondances.

L'ATV "Jules Verne" a accompli avec succès une série de manoeuvres orbitales plus tôt cet après-midi. Les deux manoeuvres, réalisées à l'aide des propulseurs principaux, ont eu lieu à 15h54 et 17h06, heure d'Europe continentale (14h54 et 16h06 en temps universel) et ont permis de commencer le phasage orbital. Deux autres manoeuvres demain après-midi permettront de l'achever.

Les contrôleurs de mission à Toulouse sont en train de réorganiser le calendrier des opérations prévues pour amener l'ATV "Jules Verne" jusqu'à son orbite de parking, située « devant » l'ISS. Ces opérations comprennent notamment une démonstration de la capacité du vaisseau à effectuer une manoeuvre d'évitement de collision (CAM – Collision Avoidance Manoeuvre). Une fois sur son orbite de parking, l'ATV "Jules Verne" attendra le départ de la navette Endeavour de la Station, à la fin de la mission STS-123 , avant de reprendre ses manoeuvres de démonstration d'approche puis de rendez-vous et d'amarrage.

L'amarrage de l'ATV "Jules Verne" avec l'ISS reste programmé pour le 3 avril.

Source : ESA France http://www.esa.int/esaCP/SEMEF7M5NDF_France_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Promethei Planum, un secteur couvert de façon saisonnière par une couche épaisse de glace de plus de 3500 mètres dans la région polaire sud de Mars, était le sujet de l'objectif de l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) le 22 Septembre 2005 lorsque Mars Express était en orbite au-dessus de la planète rouge.

Promethei Planum se trouve à approximativement 76° Sud et 105° Est sur la planète rouge. Les données d'image acquises dans la région ont une résolution au sol d'approximativement 40 mètres par pixel.

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

Un cratère d'impact qui est d'approximativement 100 kilomètres de large et 800 mètres de profondeur est visible dans la partie nord de l'image. L'intérieur du cratère est en partie couvert en glace.

Au centre de l'image sont des structures qui ont pu avoir été créées par écoulement de lave basaltique d'un volcan. Ce secteur est couvert de glace. Les dunes foncées vers le bas de l'image se composent très probablement de la poussière provenant de cet écoulement de lave ou de cendres volcaniques.

Une large plaque de glace, qui est une prolongation de la calotte de glace du pôle sud est localisée au sud de l'écoulement de lave, vers la gauche de l'image. Les flancs abrupts montrent clairement de la glace blanche et nette. L'épaisseur de la glace est entre 900 et 1100 mètres.

Les derniers résultats de MARSIS (Mars Advanced Radar for Ionosphere and Subsurface Sounding) à bord de Mars Express ont révélé que l'épaisseur de cette extension de la calotte polaire sud excède 3500 mètres. La quantité totale de glace d'eau contenue aux pôles sud et nord de Mars représente le plus grand réservoir d'eau sur la planète aujourd'hui.

Si la glace polaire fondait, la surface entière de la planète serait recouverte par un océan de 11 mètres de profondeur.

http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMEX9M5NDF_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes à l'Université de Rochester, siège d'un des plus grands groupes au monde de spécialistes des nébuleuses planétaires, ont annoncé que les étoiles de faible masse et probablement même les planètes de plusieurs fois la taille de Jupiter peuvent être responsables de la création de certains des objets les plus stupéfiants dans le ciel.

La nouvelle est ironique parce que le nom de nébuleuse "planétaire" a toujours été un terme mal approprié. Quand ces objets ont été découverts il y a 300 ans, les astronomes ne pouvaient pas dire ce qu'ils étaient et les ont nommés ainsi pour leur ressemblance à la planète Uranus. Mais dès le milieu du 19ème siècle, les astronomes ont réalisé que ces objets sont des nuages vraiment grands de poussières émis par des étoiles mourantes.

Maintenant, les chercheurs de Rochester ont constaté que les planètes ou les étoiles de faible masse satellisant ces étoiles âgées peuvent en effet être essentielles à la création de l'aspect fantastique des nébuleuses.

Dans un nouveau papier dans Astrophysical Journal Letters, et dans de récents papiers dans les Monthly Notices de la Royal Astronomical Society, une équipe d'astronomes représentée par Eric Blackman, professeur de physique et d'astronomie à l'Université de Rochester, a étudié les conséquences d'une étoile mourante qui possède un compagnon orbital.

"Peu de chercheurs ont exploré comment quelque chose d'aussi petit qu'une étoile de très faible masse, une naine brune, ou même une planète massive peut produire un assortiment de nébuleuses et même changer la composition chimique de la poussière autour de ces étoiles évoluées," commente Blackman. "Si les compagnons peuvent être cette petite chose, c'est important parce que les étoiles de faible masse et les planètes de masse élévée sont probablement tout à fait communes et pourraient faire progresser vers l'explication des nombreuses formes poussiéreuses que nous voyons entourant ces étoiles évoluées."

La plupart des étoiles de taille moyenne, comme notre Soleil, finiront leurs vies en tant que nébuleuses planétaires, ajoute Blackman. L'étape dure seulement plusieurs dizaines de milliers d'années -- un clin d'un oeil pour les étoiles qui vivent en général dix milliards d'années - aussi c'est une vue relativement rare. Des 200 milliards d'étoiles dans notre propre galaxie, seulement environ 1.500 ont été jusqu'ici identifiés à l'étape de nébuleuse planétaire.

Lorsque l'étoile commence à épuiser son carburant vers la fin de sa vie, son noyau se contracte et son enveloppe augmente, projetant par la suite ses couches extérieures à des millions de kilomètres dans l'espace. Blackman indique qu'une fois sur cinq, cette enveloppe garde sa forme approximativement sphérique pendant qu'elle s'étend, mais beaucoup plus souvent cette enveloppe se déforme et s'allonge dans de nouvelles et fantastiques formes.

Le travail de l'équipe de Rochester a exploré le rôle des compagnons de faible masse dans la forme des nébuleuse planétaire, quand le compagnon est dans une grande orbite et interagit avec seulement les bords très externes de l'enveloppe, et quand le compagnon est dans une orbite très serrée et si proche de l'étoile évoluée que le compagnon est entièrement englouti par l'enveloppe.

Blackman, avec le camarade en post-doctorat Richard Edgar, l'étudiant diplômé Jason Nordhaus, et le professeur d'astrophysique Adam Frank, ont prouvé que dans le cas où la planète ou l'étoile compagnon est dans une orbite très large, la pesanteur de la planète commence à entraîner une partie du matériel de l'enveloppe autour avec elle. Le matériel d'enveloppe -- essentiellement un mince mélange de gaz et de poussières -- devient comprimé dans des vagues en spirale rayonnant hors de l'étoile centrale comme une roue de chariot déformée, note Blackman. La poussière et le gaz comprime de plus en plus dans ces vagues en spirale jusqu'à ce qu'elles atteignent le niveau maximum, tout comme des vagues se brisant sur une plage. Par la suite, un tore de poussières se forme autour de la section médiane de l'étoile, bloquant probablement une grande partie de l'enveloppe d'extension comme une ceinture autour d'un ballon gonflé. Avec le temps, une telle expansion contrainte peut conduire à des formes remarquables, telle celle vue dans la bien nommée nébuleuse Dumbbell (l'Haltère).

"A l'origine, nous nous sommes juste mis à modéliser la géométrie de l'enveloppe sous l'influence d'un compagnon binaire" dit Blackman, "mais Richard Edgar a découvert que lorsque les vagues en spirale se cassent, elles libèrent leur énergie comprimée et refoulée dans un sursaut de chaleur, suffisamment pour fondre la poussière dans des globules liquides." Les globules se refroidissent assez lentement pour donner aux molécules du temps pour produire des systèmes cristallins. Blackman indique que le travail de l'équipe montre comment un tore sanglé à la taille pourrait commencer à produire certains types de motifs  de nébuleuses planétaires, mais il suggère également une réponse à pourquoi les astronomes ont détecté la curieuse signature de poussières cristallisées autour d'étoiles évoluées avant que les nébuleuses soient formées.

Dans le cas où les planètes orbitent si près de l'étoile principale qu'elles sont engloutis par l'enveloppe, un nouveau type de modèle est nécessaire. Nordhaus et Blackman ont modélisé ce qui pourrait se produire pendant que l'enveloppe ralentit l'étoile de faible masse ou la planète compagnon de masse élevée, et ont constaté qu'un des trois résultats suivants est susceptible de se produire.

En premier, lorsque le compagnon se fraye un chemin à travers le matériel d'enveloppe, il peut "faire tournoyer" l'enveloppe tellement rapidement que le matériel est éjecté, se déformant dans un grand disque ou tore autour de l'équateur de l'étoile.

Une deuxième possibilité est que le compagnon fait tournoyer l'enveloppe plus doucement. Ceci provoque que les régions intérieures de l'enveloppe tournent autour de l'étoile parent plus rapidement que le matériel externe d'enveloppe. Cette différence dans les vitesses de rotation, combinées avec la convection du matériel dans l'enveloppe, étire et amplifie les champs magnétiques de l'étoile. Les champs magnétiques étirés peuvent agir comme un ressort géant, éjectant le matériel d'enveloppe hors des pôles de l'étoile dans des jets.

Le troisième résultat voit le compagnon lui-même s'éjectant hors des jets de l'étoile, dit Blackman. Ce scénario s'applique quand le compagnon est une étoile de masse extrêmement faible ou une planète massive qui est trop petite pour éjecter l'enveloppe avant de succomber à un destin violent. La pesanteur intense du parent peut déchiqueter la planète lorsque son orbite se rétrécit, noyant par la suite la planète dans un disque de débris autour de l'étoile. Ce disque est très turbulent et les différentes parties orbitent à des vitesses différentes, produisant d'une dynamo magnétique qui à nouveau peut projeter le matériel hors des pôles de l'étoile à des vitesses énormes. A la différence du scénario précédent, cependant, Blackman indique que le matériel lancé au dehors par ces jets inclurait les restes de la planète ou l'étoile compagnon elle-même.

L'équipe de Rochester calcule maintenant la dynamique des relations binaires et les caractéristiques des dynamos magnétiques avec plus de précision. Ils espèrent mieux comprendre comment ces dynamos pourraient faciliter le mélange et le transport de différents éléments dans les nébuleuses pour aider à produire les signatures chimiques distinctes que les astronomes détectent maintenant dans les nébuleuses planétaires.

http://www.rochester.edu/news/show.php?id=3123

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Comme prévu, la navette spatiale Endeavour (mission STS-123) s'est envolée le 11 Mars 2008 à 06h28 UTC, avec à son bord sept membres d'équipage, à destination de la Station Spatiale Internationale depuis le pas de tir 39A du KSC (Kennedy Space Center), en Floride.

L'équipage se compose du Commandant Dom Gorie, du pilote Greg Johnson, et des spécialistes de mission Bob Behnken, Mike Foreman. Rick Linnehan, Garrett Reisman, et l'astronaute japonais Takao Doi.

Au cours de la mission d'une durée de près de 16 jours, l'équipage de navette installera sur la Station Internationale la première partie du laboratoire japonais Kibo, ainsi que le système de bras robotique canadien Dextre. Cinq sorties extravéhiculaires sont prévues pour installer les nouveaux éléments de la Station. Le retour d'Endeavour est programmé pour le 26 Mars à 23h05 UTC.

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

http://www.spaceflightnow.com/shuttle/sts123/status.html

http://www.obsat.com/sts123.htm

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Gordon J. Garradd, dans le cadre du Siding Spring Survey, a découvert le 05 Mars 2008 une nouvelle comète, laquelle a été confirmée par E. Guido et G. Sostero (RAS Observatory, Moorook).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 E3 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 31 Octobre 2008 à une distance de 5,2 UA du Soleil. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08E70.html (MPEC 2008-E70) 

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 02 Août 2008 à une distance de 5,5 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08K06.html (MPEC 2008-K06) 

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008E3.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le "Jules Verne", premier d'une série de véhicules de transfert automatiques (ATV) conçus par l'Agence spatiale européenne (ESA) pour ravitailler la Station spatiale internationale (ISS) et pour en rehausser l'orbite, a été lancé ce matin avec succès sur une orbite terrestre basse par une Ariane-5. Dans les semaines à venir, il effectuera des manoeuvres de rendez-vous en vue de s'amarrer à l'ISS et de ravitailler l'équipage de la station en fret, en ergols, en eau et en oxygène.

Le lancement a eu lieu au Port spatial de l'Europe, à Kourou (Guyane française), à 05h03 heure de Paris (01h03 heure locale). Pour cette mission, il a fallu recourir à une nouvelle version du lanceur, Ariane-5 ES, qui a été spécifiquement adaptée pour injecter ce vaisseau de près de 20 tonnes – soit une capacité d'emport plus de deux fois supérieure à celle de la version précédente – sur une orbite circulaire basse inclinée à 51,6 degrés par rapport à l'équateur et qui est équipée d'un étage supérieur réallumable.

Compte tenu de cette trajectoire de lancement inhabituelle, il a fallu faire appel à deux nouvelles stations de poursuite et de télémesure installées à bord d'un navire dans l'océan Atlantique et aux Açores. Après une phase de combustion initiale de 8 minutes au-dessus de l'Atlantique, l'étage supérieur d'Ariane-5 a amorcé un vol balistique de 45 minutes au-dessus de l'Europe et de l'Asie, puis il s'est réallumé pour un vol propulsé de 40 secondes au-dessus de l'Australie, nécessaire à la circularisation de l'orbite. La séparation du "Jules Verne", suivie par une station sol de Nouvelle-Zélande, a eu lieu à 06h09 heure de Paris (02h09 heure locale).

Le vaisseau spatial le plus complexe jamais construit par l'Europe

Le "Jules Verne" gravite maintenant autour de la Terre sur le même plan orbital que l'ISS, mais à 260 km d'altitude, contre 345 km pour la station. Il est suivi en permanence par le Centre de contrôle de l'ATV, installé dans les locaux du CNES à Toulouse (France). Ce centre assurera le contrôle en vol du véhicule tout au long de sa mission, en coordination avec les centres de contrôle de la mission ISS de Moscou et de Houston. Après une démonstration des manoeuvres de sécurité en vol libre, l'ATV effectuera des manoeuvres de phasage orbital en vue de son rendez-vous avec l'ISS, le premier créneau d'amarrage étant prévu le 3 avril , après le départ de la navette spatiale américaine Endeavour.

Baptisé "Jules Verne" en hommage au célèbre écrivain et visionnaire français du XIXe siècle, ce premier ATV est le plus grand et le plus complexe des vaisseaux spatiaux jamais développés par les Européens, combinant les fonctions d'une plateforme autonome, d'un véhicule spatial pilotable et d'un module de station spatiale. Il mesure environ 10 m de hauteur pour un diamètre de 4,5 m, et affiche une masse au lancement de 19 357 kg. Il se compose d'un module pressurisé de 45 m3, dérivé de la coque pressurisée de Columbus, et d'un système d'amarrage de fabrication russe, semblable à celui des capsules Soyouz, utilisées pour le transport d'équipages, ou des vaisseaux de ravitaillement Progress. Près de trois fois plus grand que le ravitailleur russe, l'ATV peut transporter environ trois fois plus de fret.

L'ATV est également le tout premier véhicule spatial au monde à avoir été conçu pour effectuer des manoeuvres d'amarrage en mode automatique dans le respect des contraintes de sécurité très strictes liées à la conduite des vols spatiaux habités. Il est équipé de systèmes de navigation de haute précision et d'un logiciel de vol beaucoup plus complexe que celui d'Ariane-5.

Une nouvelle contribution de l'ESA à la « copropriété » ISS

Approuvé par l'ESA en 1995 pour contribuer financièrement aux coûts d'exploitation de l'ISS, le développement de l'ATV a été mis en route en 1998 par une équipe industrielle placée sous la direction d'Astrium Space Transportation et comprenant une trentaine de contractants représentant 10 pays européens.

A l'occasion de cette première mission ATV, le "Jules Verne" acheminera 4,6 t de charge utile, dont 1 150 kg de masse sèche, 856 kg d'ergols destinés au module russe Zvezda, 270 kg d'eau potable et 21 kg d'oxygène. Lors de ses missions suivantes, l'ATV transportera une charge utile plus importante, pouvant aller jusqu'à 7,4 t.

Environ 50% de la charge utile du "Jules Verne" se composent d'ergols de réallumage, que le système de propulsion de l'ATV utilisera pour effectuer des manoeuvres périodiques destinées à rehausser l'orbite de l'ISS afin de compenser sa descente naturelle due à la trainée atmosphérique.

Quatre mois après son amarrage, le "Jules Verne" quittera l'ISS, emportant à son bord les déchets de la station. Il sera ensuite désorbité au-dessus du Pacifique Sud et effectuera une rentrée contrôlée dans l'atmosphère, où il se consumera.

Ce n'est qu'un début

Après le "Jules Verne", l'ESA a déjà commandé à l'industrie quatre autres ATV pour des missions prévues d'ici à 2015.

Avec l'ATV de l'ESA et le Progress russe, l'ISS disposera de deux systèmes indépendants capables d'assurer sa desserte après le retrait de la navette spatiale américaine en 2010. Ces systèmes, bientôt complétés par le véhicule de transfert japonais H-II (HTV), seront cruciaux pour la fiabilité de l'exploitation de la station.

« Le mois dernier, avec l'amarrage du laboratoire Columbus, l'Europe a pris pied dans la structure en copropriété de l'ISS. Avec le lancement du premier ATV, elle dispose maintenant de son premier cargo de l'espace », a déclaré Daniel Sacotte, Directeur du Programme Vols habités, Microgravité et Exploration à l'ESA. « Nous sommes maintenant copropriétaires de l'ISS et nous allons bientôt devenir des partenaires à part entière de l'exploitation de la station. Avec l'ATV, nous assurerons la desserte de l'ISS en l'approvisionnant en fret et en offrant une capacité de rehaussement d'orbite. »

Selon Jean-Jacques Dordain, Directeur général de l'ESA, « le lancement du "Jules Verne" par Ariane-5 ES marque une étape importante pour l'ESA. Avec l'ATV, le véhicule spatial le plus lourd et le plus complexe jamais construit par notre agence, l'Europe devient un partenaire indispensable de l'ISS. Cet événement est le fruit d'une coopération étroite entre les Etats membres, l'industrie européenne, Arianespace, le CNES, le personnel de l'ESA et les partenaires internationaux. Mais les prochaines étapes de la mission Jules Verne sont tout aussi importantes eu égard à l'objectif du lancement : réussir la manoeuvre de rendez-vous et d'amarrage automatique à l'ISS, pilotée depuis le Centre de contrôle de l'ATV à Toulouse. Une fois cet objectif atteint, nous aurons franchi un nouveau cap qui permettra de renforcer le rôle de l'ESA dans les activités futures d'exploration internationale du système solaire. »

Source : Communiqué de Presse de l'ESA N° 15-2008 http://www.esa.int/esaCP/SEMJQXK26DF_France_0.html

http://webservices.esa.int/blog/blog/2

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Quatre nouvelles comètes découvertes sur les images SECCHI en différé des différents instruments (HI1-A, COR2-A, HI1-B, COR2-B) des satellites STEREO-A et STEREO-B, ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2008-E58.

C/2008 D1 (STEREO) - Alan Watson - HI1-A du 16 Février 2008 (20:09-23:29 UTC)

C/2008 D2 (STEREO) - Alan Watson - HI1-A du 19 Février 2008 (16:09-18:49 UTC)

C/2008 D3 (STEREO) - Alan Watson - HI1-A du 20 Février 2008 (04:09-08:49 UTC)

C/2008 D4 (STEREO) - Rainer Kracht - HI1-A du 21 Février 2008 (00:49-02:49 UTC)

Ces quatre comètes STEREO, les premières découvertes grâce à ce satellite, appartiennent au groupe de Kreutz.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08E58.html (MPEC 2008-E58)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cartographier l'intérieur des nuages interstellaires en grand détail

Des astronomes ont mesuré la distribution de la masse à l'intérieur d'un filament foncé dans un nuage moléculaire avec un niveau étonnant de détail et à grande profondeur. La mesure est basée sur une nouvelle méthode qui regarde à la lumière proche infrarouge dispersée ou 'cloudshine' et a été faite avec le NTT (New Technology Telescope) de l'ESO. Associée au prochain télescope VISTA, cette nouvelle technique permettra aux astronomes de mieux comprendre les berceaux d'étoiles récemment nées.

Les vastes étendues entre les étoiles sont imprégnées de complexes géants de gaz froid et de poussières opaques à la lumière visible. Pourtant ce sont les futures pépinières d'étoiles.

"On voudrait avoir une connaissance détaillée des intérieurs de ces nuages foncés pour mieux comprendre où et quand les nouvelles étoiles apparaîtront," commente Mika Juvela, auteur principal du papier dans lequel ces résultats sont rapportés.

Parce que la poussière dans ces nuages bloque la lumière visible, la distribution de la matière dans les nuages interstellaires peut être examinée seulement indirectement. Une méthode est basée sur les mesures de la lumière des étoiles qui sont situées derrière le nuage [1].

"Cette méthode, quoique tout à fait utile, est limitée par le fait que le niveau de détails qu'on peut obtenir dépend de la distribution des étoiles de fond," note le co-auteur Paolo Padoan.

En 2006, les astronomes Padoan, Juvela, et leur collègue Veli-Matti Pelkonen, ont proposé que des cartes de la lumière dispersée pourraient être employées en tant qu'autre traceur de la structure intérieure du nuage, une méthode qui devrait apporter plus d'avantages. L'idée est d'estimer la quantité de poussières située le long de la ligne de la vue en mesurant l'intensité de la lumière dispersée.

Les nuages foncés sont faiblement illuminés par les étoiles proches. Cette lumière est dispersée par la poussière contenue dans les nuages, un effet nommé 'cloudshine' par les astronomes d'Harvard Alyssa Goodman et Jonathan Foster. Cet effet est bien connu des amoureux de ciel, car il crée en lumière visible de merveilleuses oeuvres d'art appelées 'nébuleuse par réflexion'. La nébuleuse du complexe Chameleon I est un bel exemple.

En faisant des observations dans le proche infrarouge, l'art devient science. Le rayonnement en proche infrarouge peut en effet se propager beaucoup plus loin dans le nuage que la lumière visible et les cartes de la lumière dispersée peuvent être utilisées pour mesurer la masse du matériel à l'intérieur du nuage.

Pour mettre cette méthode à l'essai et l'employer pour la première fois pour une évaluation quantitative de la distribution de la masse dans un nuage, les astronomes qui ont fait la suggestion originale, ainsi que Kalevi Mattila, ont fait des observations dans le proche infrarouge d'un filament dans le nuage de la Couronne australe [2]. Les observations ont été faites en Août 2006 avec l'instrument SOFI sur le télescope NTT (New Technology Telescope) de l'ESO à La Silla, dans le désert chilien d'Atacama. Le filament a été observé pendant environ 21 heures.

Leurs observations confirment que la méthode de dispersion fournit des résultats qui sont aussi fiables que l'utilisation d'étoiles de fond tout en fournissant beaucoup plus de détails.

"Nous pouvons maintenant obtenir des images de très haute résolution des nuages foncés et ainsi mieux étudier leur structure interne et la dynamique," ajoute Juvela. "Non seulement le niveau de détails dans la carte résultante ne dépend plus de la distribution d'étoiles de fond, mais nous avons également montré que là où la densité du nuage devient trop élevée pour pouvoir voir n'importe quelle étoile de fond, la nouvelle méthode peut toujours être appliquée."

"La méthode présentée et la confirmation de sa faisabilité permettront un éventail d'études dans le milieu interstellaire et la formation d'étoiles dans la Voie lactée et même d'autres galaxies," commente le co-auteur Mattila.

"C'est un résultat important parce que, avec les instruments en proche infrarouge actuels et prévus, de grands secteurs de nuage peuvent être cartographiés en haute résolution," ajoute Pelkonen. "Par exemple, l'instrument VIRCAM sur le télescope à venir VISTA de l'ESO a un champ visuel des centaines de fois plus grand que SOFI. En utilisant notre méthode, il s'avérera étonnamment puissant pour l'étude des pépinières stellaires."

Information supplémentaire

Le rapport apparaît cette semaine dans le journal Astronomy and Astrophysics ("A Corona Australis cloud filament seen in NIR scattered light - I. Comparison with extinction of background stars", par Mika Juvela, Veli-Matti Pelkonen, Paolo Padoan, et Kalevi Mattila). Juvela, Pelkonen et Mattila sont associés avec le Helsinki University Observatory (Finlande), tandis que Padoan est à l'Université de Californie, San Diego, USA.

Notes

[1]: Quand la lumière d'étoiles de fond passe à travers le nuage, elle est absorbée et dispersée, ayant pour résultat que les étoiles de fond semblent plus rouges qu'elles le sont vraiment. L'effet est proportionnel à la quantité de matière obscurcie et est donc plus grand pour les étoiles qui sont situées derrière les parties les plus denses du nuage. En mesurant le degré de ce 'rougissement' subit par les étoiles vues à travers différents secteurs du nuage, il est ainsi possible de dresser une carte de la distribution de poussières dans le nuage. Plus le réseau d'étoiles de fond est fin, plus cette carte sera détaillée et meilleures seront les informations sur la structure interne du nuage. Et c'est exactement le problème. Même les petits nuages sont si opaques que très peu d'étoiles de fond peuvent être vues à travers eux. Seuls les grands télescopes et les instruments extrêmement sensibles peuvent observer un nombre suffisant d'étoiles afin de produire des résultats significatifs (voir ESO 01/01).

[2]: Situé dans la constellation du même nom ('Corona Australis', la Couronne australe), le nuage moléculaire Corona Australis à la forme d'un cigare de 45 années-lumière de long. Situé à environ 500 années-lumière, il contient l'équivalent d'environ 7000 soleils. Sur le ciel, le nuage foncé est entouré par de nombreuses belles 'nébuleuses par réflexion'.

[3]: Les observations d'un nuage de formation d'étoiles avec le VLT d'ESO et basés sur la dispersion proche infrarouge est disponible sous les références ESO Press Photo 26/03.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-06-08.html

http://space.newscientist.com/article/dn8272

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Cassini a trouvé la preuve de matériel satellisant Rhéa, la seconde plus grande lune de Saturne. C'est la première fois que des anneaux peuvent avoir été trouvés autour d'une lune.

Un large disque de débris et au moins un anneau semblent avoir été détectés par une suite de six instruments sur Cassini spécifiquement conçu pour étudier les atmosphères et les particules autour de Saturne et de ses lunes.

"Jusqu'à présent, seules des planètes étaient connues pour avoir des anneaux, mais maintenant Rhéa semble avoir quelques liens familiaux avec sa parente Saturne," commente Geraint Jones, scientifique de Cassini et auteur d'un papier qui apparaît dans l'édition du 07 Mars du journal Science. Jones a commencé ce travail bien qu'au Max Planck Institute for Solar System Research, Katlenburg-Lindau, Allemagne, et qu'il soit maintenant au Mullard Space Science Laboratory, University College, Londres.

Rhéa est d'approximativement 1.500 kilomètres de diamètre. Le disque apparent de débris mesure plusieurs milliers de kilomètres d'un bord à l'autre. Les particules qui composent le disque et tous les anneaux incorporés s'échelonnent probablement de la taille de petits cailloux à celle de rochers. Un nuage de poussières additionnel peut s'étendre jusqu'à 5.900 kilomètres du centre de la lune, presque huit fois le rayon de Rhéa.

"Comme trouver des planètes autour d'autres étoiles, et des lunes autour des astéroïdes, ces résultats ouvrent un nouveau domaine pour des anneaux autour de lunes," ajoute Norbert Krupp, scientifique avec l'instrument MII (Magnetospheric Imaging Instrument) de Cassini du Max Planck Institute for Solar System Research.

Depuis la découverte, les scientifiques de Cassini ont effectué des simulations numériques pour déterminer si Rhéa peut maintenir les anneaux. Les modèles montrent que le champ gravitationnel de Rhéa, en combination avec son orbite autour de Saturne, pourrait permettre que des anneaux se forment pour rester en place pendant un temps très long. La découverte était un résultat d'un survol proche de Rhéa par Cassini en Novembre 2005, quand les instruments sur le vaisseau spatial ont observé l'environnement autour de la lune. Trois instruments ont échantillonné la poussière directement. L'existence de quelques débris était prévue parce qu'une pluie de poussières frappe constamment les lunes de Saturne, y compris Rhéa, cognant des particules dans l'espace autour d'elles. Les observations d'autres instruments ont montré comment la lune interagissait avec la magnétosphère de Saturne, et ont éliminé la possibilité d'une atmosphère.

La preuve d'un disque de débris en plus de ce nuage de poussières ténu est venue d'une baisse progressive de chaque côté de Rhéa dans le nombre d'électrons détectés par deux des instruments de Cassini. Le matériel proche de Rhéa semblait protéger Cassini de la pluie habituelle d'électrons. L'instrument d'imagerie magnétosphérique de Cassini a détecté de brusques baisses brèves dans les électrons des deux côtés de la lune, suggérant la présence d'anneaux dans le disque de débris. Les anneaux d'Uranus ont été trouvés d'une façon similaire, en 1977 depuis le Kuiper Airborne Observatory, un avion transformé en Observatoire par la NASA, quand la lumière d'une étoile a clignoté quant elle est passée derrière les anneaux d'Uranus.

"Voir presque les mêmes signatures de chaque côté de Rhéa était l'argument décisif," ajoute Jones. "Après avoir éliminé beaucoup d'autres possibilités, nous avons dit que le plus probable est que ce sont des anneaux. Personne ne s'attendait à des anneaux autour d'une lune."

Une explication possible pour ces anneaux est qu'ils sont les restes d'une collision d'astéroïdes ou de comètes dans le passé lointain de Rhéa. Une telle collision peut avoir lancé de grandes quantités de gaz et de particules solides autour de Rhéa. Une fois le gaz dissipé, tout ce qui est resté était les particules d'anneaux. D'autres lunes de Saturne, telles que Mimas, montrent la preuve d'une collision catastrophique qui a presque déchiré la lune.

"La diversité dans notre Système solaire ne manque jamais de nous stupéfier," ajoute Candy Hansen, co-auteur et scientifique de Cassini sur l'instrument UIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) au JPL (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Californie). "Il y a nombreuse années nous avons pensé que Saturne était la seule planète avec des anneaux. Maintenant, nous avons peut-être une lune de Saturne qui est une version miniature de son parent encore plus minutieusement décoré."

Ces conclusions d'anneaux font de Rhéa un principal candidat pour davantage d'études. Les observations initiales par l'équipe d'imagerie quand Rhéa était près du Soleil dans le ciel n'ont pas permis de déceler de la poussière près de la lune à distance. Des observations additionnelles sont projetées pour rechercher les particules plus grandes.

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=820

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Des chercheurs de Besançon et de Grenoble, dans un article à paraître dans Astrophysical Journal Letters, viennent de proposer une solution à la question de l'inexistence d'un océan recouvrant Titan. La surface de Titan serait recouverte d'une couche poreuse de cryolave qui absorberait les hydrocarbures présents dans l'atmosphère de Titan. Il y aurait ainsi formation d'une couche de plus de deux kilomètres d'épaisseurs de clathrates d'hydrates riches en éthane.

Titan, le plus grand satellite de Saturne, possède une atmosphère épaisse dominée par l'azote et le méthane. Le brouillard dense et orangé cachant la surface du satellite est est le résultat d'une chimie du méthane, de l'azote et de leurs produits de dissociation induite par le rayonnement solaire et les particules énergétiques de la magnétosphère de Saturne. Ceci conduit majoritairement à la formation de l'éthane, mais aussi à de nombreux composés de plus en plus complexes (hydrocarbures, nitriles ...) conduisant à la formation d'aérosols. Au cours des vingt années qui ont précédé l'exploration de la surface de Titan par la mission Cassini-Huygens, les astronomes estimaient que les taux de production et de condensation de l'éthane étaient tellement importants qu'il devait exister un océan global recouvrant la surface de Titan, dont la profondeur pouvait atteindre 1 kilomètre. Cependant, les observations de la sonde Cassini-Huygens, réalisées depuis fin 2004, n'ont révélé la présence de lacs qu'aux hautes latitudes et avec une superficie totale ne permettant de contenir qu'une petite quantité de l'éthane produit au cours de l'histoire de Titan.

Deux astrophysiciens, de l'Institut UTINAM (UMR ; CNRS / Université de Franche-Comté ; Observatoire de Besançon / INSU-CNRS) et du Laboratoire de Planétologie de Grenoble (UMR ; CNRS / Université Joseph Fourier ; Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble / INSU-CNRS), viennent de proposer un processus pour expliquer le manque d'éthane.

La surface de Titan serait recouverte de couches successives de cryolaves poreuses qui résulteraient du dégazage du méthane contenu dans des remontées de cryomagma. Les hydrocarbures liquides produits dans l'atmosphère de Titan percolent à travers ce "magma" poreux et le liquide est stocké dans les pores du sous-sol de Titan. Ce processus devrait ainsi former un réservoir de clathrates d'hydrates riches en éthane, pouvant potentiellement s'isoler de la surface. En supposant une porosité de l'ordre de 10% pour la cryolave constituant le sous-sol de Titan, une couche de clathrates d'hydrates de moins de 2 300 mètres d'épaisseur est requise pour enfouir tous les hydrocarbures liquides générés dans l'atmosphère du satellite au cours de son histoire.

Il va falloir attendre des observations plus poussées de la surface de Titan pour vérifier cette hypothèse, peut-être dans le cadre d'un programme de sonde spatiale comme celui de l'ESA "TandEM" qui est en compétition pour une éventuelle sélection.

Référence

"Sequestration of ethane in the cryovolcanic subsurface of Titan". O. Mousis & B. Schmitt. Astrophysical Journal Letters, sous presse.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2496,pourquoi-titan-n-est-il-pas-recouvert-par-ocean.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Pendant le survol de MESSENGER le 14 Janvier 2008, le MDIS (Mercury Dual Imaging System) a acquis des images pour créer huit mosaïques différentes. Cette image est une feuille de contexte d'images avec des versions de petites vignettes des images NAC (Narrow Angle Camera) du MDIS qui ont été capturées lorsque le vaisseau spatial s'est approché la planète et utilisées pour créer une mosaïque en haute résolution de Mercure.

L'instrument MDIS est monté sur un pivot, qui permet à l'appareil-photo de se diriger dans différentes directions et de voir différentes parties de la surface. Les deux petits mouvements du vaisseau spatial et le mouvement du pivot ont été utilisé pour prendre les images qui composent cette séquence de mosaïque. Cette mosaïque a des images dans 5 colonnes sur 11 rangées, mais les images de l'espace noir ou de la planète non éclairée et sombre ne sont pas montrées sur cette feuille de contexte.

Le MDIS a commencé cette mosaïque 55 minutes avant le passage au plus près de Mercure par MESSENGER. La première image de la mosaïque a été prise dans le coin gauche en bas, et les images ont été acquises plus tard en se déplaçant à travers une colonne et ensuite jusqu'au début de la rangée suivante. Une image où la surface de Mercure remplit l'image fait environ 500 kilomètres de large.

Les noms des images, qui sont en abrégé sous chaque image dans cette feuille de contexte, sont dérivés du temps écoulé de la mission quand l'image a été prise, lequel est approximativement le temps en secondes depuis le lancement. La mosaïque a été planifiée pour empiéter d'environ 10% sur les images voisines, pour s'assurer qu'une mosaïque pourrait être formée sans aucune lacune. La mosaïque résultante est finalement créée en employant le temps de chaque image et les information correspondante sur l'endroit du vaisseau spatial et en regardant la géométrie à ce moment-là pour placer toutes les images sur une carte commune de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?gallery_id=2&image_id=172

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Utilisant deux vaisseaux spatiaux de l'ESA, les scientifiques planétaires observent les atmosphères de Mars et de Venus se faire emporter au loin dans l'espace. Les observations simultanées par Mars Express et Venus Express donnent aux scientifiques les données dont ils ont besoin pour étudier l'évolution des deux atmosphères des planètes.

Les scientifiques appellent ce travail 'planétologie comparative'. Mars Express et Venus Express sont parfaits pour ceci parce qu'ils emportent des instruments scientifiques très similaires. Dans le cas de l'instrument ASPERA (Analyser of Space Plasmas and Energetic Atoms), ils sont pratiquement identiques. Ceci permet aux scientifiques de faire des comparaisons directes entre les deux planètes.

Les nouveaux résultats examinent directement dans les régions magnétiques derrière les planètes, qui sont les canaux prédominants par lesquels les particules chargées électriquement s'échappent. Ils présentent également la première détection d'atomes entiers s'échappant de l'atmosphère de Vénus, et montrent que le rythme d'évasion était dix fois plus important sur Mars quand une tempête solaire a frappé en Décembre 2006.

En observant les rythmes actuels de perte des deux atmosphères, les scientifiques planétaires espèrent qu'ils pourront remonter le temps et comprendre comment elles étaient dans le passé. "Ces résultats nous donnent le potentiel de mesurer l'évolution des climats planétaires," commente David Brain (University of California, Berkeley), second investigateur pour la physique des plasmas pour Venus Express et co-investigateur pour ASPERA sur Mars et Venus Express.

Les nouvelles observations montrent que, en dépit des différences dans la taille et la distance du Soleil, Mars et Vénus sont étonnamment semblables. Les deux planètes ont des faisceaux de particules électriquement chargées s'écoulant de leurs atmosphères. Les particules sont accélérées au loin par des interactions avec le vent solaire, un jet constant de particules électriquement chargées libérées par le Soleil.

Sur Terre, le vent solaire n'interagit pas directement avec l'atmosphère. Il est détourné par la couverture naturelle du magnétisme de la Terre. Ni Mars ni Vénus n'ont d'appréciables champs magnétiques produits à l'intérieur de la planète, aussi l'atmosphère de chaque planète souffre du plein impact du vent solaire.

Intéressant, cette entière interaction crée un champ magnétique faible qui se drape autour de chaque planète et s'étend au dehors derrière le côté nuit dans une longue queue. L'atmosphère de Vénus est épaisse et dense, tandis que celle de Mars est légère et ténue. En dépit des différences, les instruments magnétocompteurs ont découvert que la structure des champs magnétiques des deux planètes sont semblable.

"C'est parce que la densité de l'ionosphère à 250 kilomètres d'altitude est étonnamment semblable," commente Tielong Zhang, investigateur principal pour l'instrument magnétocompteur de Venus Express à l'IWF (Institut für Weltraumforschung, Österreiche Akademie der Wissenschaften, Austriche). L'ionosphère est la coquille environnante de particules électriquement chargées créée par l'impact de la lumière solaire sur l'atmosphère supérieure de la planète.

La proximité de Vénus au Soleil crée une différence importante, cependant. Le vent solaire se réduit lorsqu'il se déplace à travers l'espace, aussi plus il est produit près du Soleil, plus sa force est plus concentrée. Ceci crée un champ magnétique plus fort, faisant que les particules atmosphériques qui s'échappent se déplacent collectivement comme un fluide.

Sur Mars, le champ plus faible signifie que les particules qui s'échappent agissent en tant qu'individus. "C'est une différence fondamentale entre les deux planètes," note Stas Barabash (Swedish Institute of Space Physics), investigateur principal d'ASPERA sur Mars Express et Venus Express.

Une autre différence d'éclairage entre Mars et Venus est que Mars montre de forts champs magnétiques de petite taille verrouillés sur la croûte de la planète. Dans quelques régions, ces poches protègent l'atmosphère, dans d'autres elles aident en fait à diriger l'atmosphère dans l'espace.

La complexité des différents processus révélés chez Vénus et Mars signifie que les scientifiques planétaires n'ont pas encore le tableau complet. "Il y aura beaucoup plus de résultats à venir," ajoute Barabash.

Il y a beaucoup à faire parce qu'il y a beaucoup de différents mécanismes qui peuvent faire que les particules atmosphériques s'échappent. Démêler tout ceci prendra du temps. "Plus longtemps les vaisseaux spatiaux travaillent ensemble, plus longtemps nous pourrons observer et voir ce qui se produit vraiment," ajoute Brain.

Ces nouveaux résultats sont présentés dans 19 papiers qui seront publiés dans une édition spéciale du journal Planetary and Space Science. Certains d'entre eux sont disponibles en ligne depuis le 19 Janvier 2008.

http://www.esa.int/esaSC/SEMMAGK26DF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'astéroïde 2007 VL305 été identifié comme un 'troyen' de Neptune, le sixième objet confirmé de ce type pour la planète géante.

2007 VL305 a été découvert le 04 Novembre 2007 par le SDSS Collaboration, et figurait également sur des images de Novembre 2005, d'Octobre et Novembre 2006, et de Septembre et Octobre 2007.

Situé au point de Lagrange L4, comme les cinq autres précédemment découverts (2001 QR322, 2004 UP10, 2005 TN53, 2005 TO74, 2006 RJ103), ce nouveau "troyen" de Neptune circule sur une orbite inclinée de 28,1 degrés par rapport au plan de l'écliptique.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K08/K08E44.html (MPEC 2008-E44)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/NeptuneTrojans.html

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Une nouvelle et faible comète a été découverte le 02 Mars 2008 par R. E. Hill dans le cadre du Catalina Sky Survey, laquelle a été confirmée par de nombreux observateurs.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 E1 (Catalina) indiquent un passage au périhélie le 29 Octobre 2008 à la distance de 4,8 UA du Soleil, à la magnitude visuelle de 17,2. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08E41.html (MPEC 2008-E41)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 11 Août 2008 à une distance de 4,8 UA du Soleil, avec une période de 34,8 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08G33.html (MPEC 2008-G33)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008E1.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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En sondant une bulle rougeoyante de gaz et de poussières encerclant une étoile mourante, le télescope spatial Hubble révèle une richesse de structures invisibles auparavant dans la nébuleuse planétaire NGC 2371.

Le reste de l'étoile visilbe au centre de NGC 2371 est le noyau super-chaud de l'ancienne géant rouge, maintenant dépouillée de ses couches externes. Sa température de surface est d'un caniculaire 240.000 degrés Fahrenheit. D'importants nuages roses se tiennent sur les côtés opposés de l'étoile centrale. Cette couleur indique qu'ils sont relativement frais et denses, comparé au reste du gaz dans la nébuleuse. Les nombreux très petits points roses, qui se trouvent également sur les côtés diamétralement opposés de l'étoile, sont également étonnants, signalant des noeuds relativement denses et petits de gaz.

NGC 2371 se trouve à environ 4.300 années-lumière dans la constellations des Gémeaux (Gemini). Les images de l'instrument WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) de Hubble ont été prises en Novembre 2007.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2008/13/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Étonnamment, cette image a capturé au moins quatre avalanches martiennes, ou chutes de débris, en action. Elle a été prise le 19 Février 2008, par l'instrument HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) sur Mars Reconnaissance Orbiter.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

L'image vers la gauche montre le contexte où ces avalanches se sont produites, avec sur la droite des parties d'image plus détaillées. Toutes les images sont en fausses couleurs. Le matériel, comprenant probablement de la glace à grain fin et de la poussière et comprenant probablement de grands blocs, s'est détaché d'une falaise trés haute et est retombé vers les pentes plus douces au-dessous. L'appartition des avalanches est révélée spectaculairement par les nuages accompagnateurs de matériel fin qui continuent à se dissiper dans l'air. Le plus grand nuage (les images du haut) retrace le chemin des débris lorsqu'ils sont tombés en bas de la pente, ont frappé la pente plus basse, et continué en descendant, formant un front de nuage se soulevant. Ce nuage est d'environ 180 mètres de large et s'étend à environ 190 mètres de la base de la falaise abrupte. Les ombres vers le bas à gauche de chaque nuage illustrent plus loin que ce sont des dispositifs tridimensionnels en suspension dans le ciel devant la paroi de la falaise, et non des marques sur le sol. La lumière du Soleil vient d'en haut à droite.

Les appareils-photo satellisant Mars ont pris des milliers d'images qui ont permis aux scientifiques d'assembler des morceaux de l'histoire géologique de Mars. Cependant, la plupart d'entres elles révèlent des paysages qui n'ont pas beaucoup changé en des millions d'années. Quelques images prises à différents moments de l'année montrent des changements saisonniers d'une image à l'autre, cependant, il est extrêmement rare de capturer un événement si spectaculaire en action. (D'autres processus actifs sans rapport qui ont été capturé par les appareils-photo de Mars sont les tourbillons de poussières.) Observer actuellement des processus actifs est souvent un outil utile pour résoudre les mystères du passé pour les scientifiques étudiant la Terre. Travaillant principalement encore aux images, il est plus difficile pour les scientifiques étudiant Mars de compter sur cet outil. L'image d'avalanches de débris de HiRISE est une rare occasion de le faire directement.

L'escarpement dans cette image est sur le bord du dôme de dépôts entreposés centré sur le pôle Nord de Mars. De haut en bas cette falaise impressionnante est de plus de 700 mètres de haut et comporte des pentes de plus de 60 degrés. La partie supérieure de l'escarpement, à la gauche des images, est encore couverte de lumineux gel (blanc) de dioxyde de carbone qui disparaît des régions polaires lorsque le printemps arrive. La section supérieure en demi-ton (rosâtre-brunâtre) se compose de couches (difficiles à voir ici) qui sont surtout de la glace avec des quantités variables de poussières. Les dépôts les plus sombres au-dessous forment des pentes plus douces, de moins de 20 degrés, et se composent principalement de deux matériaux : des couches en demi-ton, probablement riches en glace, qui forment de petites corniches, et un matériel foncé plus meuble, plus répandu, de la taille du sable. Les formes onduleuses sur les secteurs plus plats vers la droite sont des dunes.

La section supérieure et la plus raide, qui apparaît fortement fracturée en raison de blocs se détachant de la paroi, est la zone de source probable pour les chutes. Tout le mécanisme précis de déclenchement n'est pas encore connu, bien que la disparition du gel de dioxyde de carbone, l'expansion et la contraction de la glace en réponse aux différences de la température, un proche tremblement du sol martien ou impact de météorite, et les vibrations provoquées par la première chute dans le secteur, soient des facteurs possibles.

En comparant les images prises avant que la chute (telle que l'image HiRISE PSP_007140_2640) et après la chute, nous pourrons voir où le matériel a disparu de l'escarpement abrupte et où il est apparu sur les pentes plus douces au-dessous, probablement comme des plus grands blocs, des stries diffuses, ou autres gisements de débris. En imageant cet escarpement tout au long de l'été polaire, nous pourrons déterminer quelle quantité de matière chute sur une période de temps donnée. Ces observations aideront à déterminer combien, et à quel rythme, la glace s'érode de la falaise. La compréhension des processus et des rythmes d'érosion aideront à déterminer comment le paysage polaire a évolué, et aideront à révéler comment les volatiles, tels que les glaces et gaz d'eau et de dioxyde de carbone, se déplacent autour de Mars.

La composition précise du mélange glace-poussière composant les couches dans la section supérieure et la plus raide de l'escarpement n'est pas connue. Cependant, les mesures détaillées du volume de matériel enlevé, la configuration du secteur de source, et l'inclination de la pente peuvent être utilisées pour estimer les propriétés physiques du matériel qui peuvent se rapporter à la composition.

L'image complète, HiRISE PSP_007338_2640, est centrée à 83.7 degrés de latitude, 235.8 degrés de longitude est. L'image a été prise à l'heure locale de Mars de 13h05 et la scène est illuminée de l'ouest avec un angle d'incidence solaire de 70 degrés, aussi le Soleil était à environ 20 degrés au-dessus de l'horizon. A une longitude solaire de 34.0 degrés, la saison sur Mars est le printemps nordique.

http://marsprogram.jpl.nasa.gov/mro/gallery/press/20080303a.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie