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Sources ou Documentations en langue française

Toutes les étoiles n'ont pas la même composition chimique. La mesure précise des abondances dans les toutes premières étoiles de la Galaxie est fondamentale pour la théorie de la nucléosynthèse stellaire. Les instruments modernes permettent des mesures spectroscopiques précises. De nouvelles déterminations d'abondances faites par une équipe internationale, conduite par des astronomes de l'Observatoire de Paris, montrent que, pour être à la hauteur de cette précision, et fournir des indications rigoureuses aux théories de nucléosynthèse, des méthodes de déterminations raffinées sont nécessaires.

Dans le "Large Program: First stars" de l'ESO, des déterminations précises des abondances des premières étoiles de notre Galaxie ont été obtenues à partir d'étoiles géantes, et ont donné des résultats encourageants. Par exemple, on voit se développer simultanément, au cours des générations successives d'étoiles, l'abondance en fer et en chrome, avec une excellente corrélation, illustrant la faible amplitude des erreurs aléatoires. Mais la nucléosynthèse stellaire ne prévoit pas la pente observée dans cette corrélation (découverte, il y à 14 ans par McWilliam et collaborateurs), montrée en Figure 1, suggérant la présence d'erreurs systématiques.

Dans un second temps, l'équipe a utilisé des étoiles naines: les résultats sont un peu différents, notamment pour le chrome, comme le montre la Figure 2.

Plus précisément, si on utilise les raies neutres, la pente des naines est un peu moindre, le rapport Cr/Fe un peu plus grand. Mais si on utilise la raie ionisée du chrome (une seule raie est observable), la pente disparaît presque et le rapport Cr/Fe est proche de la valeur solaire, suggérant que le chrome et le fer évoluent identiquement. Ce désaccord suggère aussi que l'ionisation du chrome n'est pas bien prise en compte dans les calculs qui traduisent les mesures spectroscopiques des raies des géantes en abondances (ou rapports d'abondances). On utilise en effet dans les calculs l'hypothèse de l'équilibre thermodynamique local, qui est une approximation très souvent suffisante (mais pas toujours) dans l'atmosphère des géantes, et visiblement pas dans le cas présent. Pour s'affranchir de cette approximation, il faudrait connaître avec précision les niveaux d'énergie et les probabilités de transition de l'atome de chrome: on espére que des spécialistes de physique atomique obtiendront ces données dans un futur proche.

Les astronomes du GEPI travaillent simultanément à s'affranchir d'une autre approximation des calculs d'abondance, en tenant compte des turbulences hydrodynamiques. Une grille de simulations hydrodynamiques des atmosphères stellaires a été calculée et utilisée pour l'analyse des naines. Une grille pour les géantes, plus exigeantes en termes du temps de calcul, est en cours de construction. Ceci a été possible grâce à un bourse d'excellence Marie Curie, qui finance l'équipe CIFIST au GEPI.

Référence

First stars XII. Abundances in extremely metal-poor turnoff stars,and comparison with the giants
Bonifacio, P., Spite, M., Cayrel et al. 2009, A&A in press

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/mar09/fs12.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La navette spatiale Discovery (mission STS-119) s'est posée sans encombre ce samedi 28 Mars 2009 à 19h14 UTC au Kennedy Space Center, en Floride, au terme d'un vol de 12 jours, 19 heures, 29 minutes, et 33 secondes.

La NASA avait reporté d'environ une heure et demie l'atterrissage en raison de vent latéraux trop forts et de nuages bas qui s'étaient s'amoncelés au-dessus du site d'atterrissage.

Discovery ramène sur Terre sept astronautes dont l'américaine Sandra Magnus, en orbite depuis Novembre 2008. Le Japonais Koichi Wakata, qui faisait partie de l'équipage de départ de Discovery, est resté à bord de la Station Spatiale Internationale pour un séjour d'environ quatre mois, devenant le premier japonais à faire partie d'un équipage de la Station.

http://fr.news.yahoo.com/2/20090328/tsc-la-navette-discovery-est-de-retour-s-c2ff8aa.html

http://www.spaceflightnow.com/shuttle/sts119/

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le Soyouz TMA-14 a décollé le 26 Mars 2009 du Cosmodrome de Baïkonur, Kazakhstan, à 14h49 heures de Moscou (11h49 UTC) avec à son bord l'astronaute de la NASA Michael Barratt, le cosmonaute russe Gennady Padalka et l'américain Charles Simonyi participant au vol spatial. La jonction avec la Station spatiale internationale (ISS) est prévu pour le 28 mars à 13h14 UTC.

Padalka servira en tant que commandant des Expéditions 19 et 20 à bord de la Station. Baratt servira en tant qu'ingénieur de vol pour ces deux missions. L'autre équipier de Padalka et Barratt est Koichi Wakata de la JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) qui est arrivé à la Station le 17 Mars avec la navette spatiale Discovery.

Simonyi, volant vers la Station en vertu d'un accord commercial avec la Russian Federal Space Agency, a visité auparavant le complexe en Avril 2007. Il est le premier participant à un vol spatial à faire un second vol vers la Station et passera 10 jours à bord. Simonyi retournera sur Terre le 07 Avril avec le Commandant Michael Fincke et l'ingénieur de vol Yury Lonchakov de l'Expédition 18, qui sont sur la Station depuis Octobre 2008.

L'équipage de l'Expédition 19 continuera les recherches scientifiques et préparera l'arrivée du reste du premier contingent de six personnes de la Station. Roman Romanenko de la Russian Federal Space Agency, Frank De Winne de l'European Space Agency et l'astronaute Bob Thirsk de la Canadian Space Agency partiront de Baïkonur le 27 Mai, arrivant à la Station le 28 Mai. Une fois que tous les astronautes seront à bord, l'Expédition 20 commencera, ouvrant la voie à une ère d'équipage de la Station composé de six personnes. Cette mission sera également la première où les membres d'équipage représenteront tous les cinq partenaires de la Station Spatiale Internationale.

Avec l'équipage de la navette Discovery de sept personnes en attente de retour sur Terre, l'équipage actuel de l'ISS composé de trois personnes, et celui du Soyuz, le nombre total d'hommes dans l'espace en même temps est de 13, égalant le record actuel.

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'astéroïde de la taille d'une voiture qui a explosé au-dessus du désert nubien en Octobre dernier était le premier exemple d'un astéroïde repéré dans l'espace avant sa chute sur Terre. Les chercheurs se sont empressés de collecter sur place les débris de météorites résultants, et un nouveau papier dans Nature rapporte cette toute première opportunité de calibrer les observations télescopiques d'un astéroïde connu avec les analyses en laboratoire de ses fragments. En tout, pas moins de 280 fragments pour un total d'environ 4 kg seront récupérés.

En l'absence d'un lien ferme entre les différentes météorites et leur corps astéroidal parent, les astéroïdes sont typiquement caractérisés uniquement par leurs propriétés de réflexion de la lumière, et en conséquence groupés dans des classes. Le 06 Octobre 2008, un petit astéroïde a été découvert avec un spectre plat de réflectivité dans la gamme de longueurs d'onde de 554-995 nanomètres, et a été répertorié sous la désignation de 2008 TC3. Il a plus tard percuté la Terre. Parce qu'il a éclaté à 37 kilomètres d'altitude, aucun fragment macroscopique n'était censé survive. Les auteurs du papier rapportent qu'une recherche consacrée le long de la trajectoire d'approche a récupéré 47 météorites, des fragments d'un corps simple appelé Almahata Sitta, avec une masse totale de 3,95 kilogrammes. L'analyse d'une de ces météorites montre qu'il s'agit d'un achondrite, un ureilite polymicte, anormal dans sa classe : grains ultra fins et poreux, avec de grands grains carbonés. Les spectres combinés de réflectivité d'astéroïdes et de météorite identifient l'astéroïde comme étant de la classe F, fermement reliée maintenant aux sombres ureilites anormaux riches en carbone, un matériel si fragile qu'il n'était pas précédemment représenté dans les collections de météorites.

http://www.nature.com/nature/journal/v458/n7237/full/nature07920.html

http://www.nature.com/news/2009/090325/full/458401a.html

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2009-03/ci-aih032309.php

http://www.livescience.com/space/090325-asteroid-meteorites.html

http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=8061

http://fr.news.yahoo.com/3/20090325/twl-usa-science-espace-asteroide-224d7fb.html

http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=27845

http://news.bbc.co.uk/1/hi/northern_ireland/7964309.stm

http://www.nasa.gov/topics/earth/tc3/

http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/mar09/tc3.fr.shtml

Page Spéciale : 2008 TC3... Première détection d'un astéroïde avant son impact sur Terre

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale, conduite par des chercheurs de l'Observatoire de Paris, a découvert une nouvelle population de poussières dans le milieu interplanétaire : des nanoparticules, accélérées à plusieurs centaines de kilomètres par seconde par le champ magnétique transporté par le vent solaire. Il s'agit d'une retombée inattendue de l'expérience "ondes" S/WAVES à bord des sondes STEREO en orbite autour du Soleil, utilisant un récepteur radio fabriqué au Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (Observatoire de Paris, CNRS-INSU, Universités Paris 6 et Paris 7).

Les nanoparticules, de taille comprise entre 1 et 100 nanomètres (1), sont à la frontière entre les structures atomiques et les objets macroscopiques. Leur petite taille leur confère un rôle privilégié, notamment pour les phénomènes de surface puisque le rapport de la surface sur le volume augmente quand la taille diminue, et leurs propriétés peuvent différer de celles des matériaux macroscopiques. Elles sont difficiles à détecter dans l'espace car elles sont hors du domaine de calibration des détecteurs de poussières conventionels. Si elles viennent d'être détectées pour la première fois dans le milieu interplétaire à 1 UA (2) du Soleil, c'est à cause de leur très grande vitesse : de l'ordre de 300 kilomètres par seconde, soit environ la vitesse du vent solaire et 10 fois plus que la vitesse typique des micropoussières à cette distance du Soleil.

Quelle est l'origine de cette vitesse ? Les poussières se chargent électriquement dans le plasma interplanétaire car sous l'effet du rayonnement solaire elles éjectent beaucoup plus d'électrons qu'elles ne collectent de charges du plasma ambiant. Elles sont alors soumises à  la force électromagnétique due au champ magnétique transporté par le vent solaire. Pour les nanoparticules, cette force de Lorentz est très supérieure à l'attraction gravitationnelle du Soleil et aux autres forces. Le rapport charge-sur-masse des nanoparticules (3), qui détermine l'importance des forces électromagnétiques par rapport aux forces gravitationnelles, n'est pas aussi grand que celui des ions atomiques, mais il est suffisant pour que les nanoparticules aient une fréquence de Larmor très supérieure à leur fréquence orbitale autour du Soleil. Elles tendent donc à tourner autour des lignes de force du champ magnétique transporté par le vent solaire, ce qui les accélère à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.

Lorsqu'une poussière percute une sonde spatiale à cette vitesse, elle crée un microcratère dont la matière se vaporise et s'ionise, produisant un nuage de plasma en expansion (Figure 1).

Ces nuages de plasma induisent des impulsions de champ électrique qui sont détectées par le récepteur radio S/WAVES placé aux bornes des antennes électriques (Figure 2). Comme la quantité de plasma créé augmente très vite avec la vitesse d'impact, la puissance détectée est aussi importante que pour des poussières beaucoup plus grosses mais plus lentes. De plus, la configuration particulière des antennes de STEREO favorise cette détection.

Cette signature électrique était bien connue pour avoir été mesurée à bord de plusieurs sondes spatiales, notamment dans les anneaux de poussières des planètes Saturne, Uranus et Neptune, et près de la comète de Halley, où elle est produite par des micropoussières percutant la sonde spatiale à plusieurs dizaines de kilomètres pour seconde. Mais dans le milieu interplanétaire, ces micropoussières sont beaucoup trop rares pour expliquer les nombreux impacts observés sur STEREO. Par contre ces mesures sont en accord avec le flux de nanoparticules prévu par les modèles de poussières interplanétaires, qui augmente lorsque la masse diminue (Figure 3).

Des jets de nanoparticules rapides éjectées par Jupiter et Saturne avaient déjà été observés près de ces planètes par des détecteurs de poussières conventionels (en-dessous de leur domaine de calibration), et nous avons pu montrer que ces jets sont aussi détectés par le récepteur radio (RPWS) utilisant les antennes électriques de la sonde Cassini. Mais le résultat de STEREO est la première détection de nanoparticules dans le vent solaire à 1 UA (2) du Soleil,  vraisemblement originaires du système solaire interne.

L'instrument S/WAVES sur les sondes STEREO (P.I. J.-L. Bougeret), dédié à la télédétection des émissions électromagnétiques du Soleil dans le domaine radio ainsi qu'à la mesure in situ des ondes électrostatiques, implique le LESIA (Observatoire de Paris, INSU-CNRS, Universités Paris 6 et Paris 7), la NASA/GSFC, l'université du Minnesota (USA), et l'université de Californie (USA). Les récepteurs radio ont été construits au LESIA à l'Observatoire de Paris avec le soutien du CNES et du CNRS.

(1) Un nanomètre (nm) est un milliardième de mètre. C'est l'ordre de grandeur de l'épaisseur d'un brin d'ADN, environ un millionième de fois plus petit qu'une tête d'épingle

(2) L'unité astronomique (UA) est la distance Soleil-Terre, environ 150 millions de km.

(3) La force électromagnétique sur une poussière est proportionnelle à sa charge électrique et au produit de sa vitesse par rapport au vent solaire par la composante du champ magnétique perpendiculaire à cette vitesse. La charge électrique d'une poussière est approximativement proportionnelle à sa surface. Le rapport charge-sur-masse, qui détermine le rapport entre les forces électromagnétiques et gravitationnelles, varie donc comme l'inverse de la taille. C'est pourquoi il est beaucoup plus grand pour les nanoparticules que pour les microparticules

Références :

Dust detection by the wave instrument on STEREO: nanoparticles picked up by the solar wind?
N. Meyer-Vernet, M. Maksimovic, A. Czechowski, I. Mann, I. Zouganelis, K. Goetz, M. L. Kaiser,  O. C. St. Cyr, J.-L. Bougeret, S. D. Bale, Solar Phys.  2009 (sous presse).

Detecting nanoparticles at radiofrequencies: Jovian dust stream impacts on Cassini/RPWS
N. Meyer-Vernet, A. Lecacheux, M. L. Kaiser, D.A. Gurnett, 2009, Geophys. Res. Lett. 36, L03103

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/mar09/nano.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Ganesa Macula

Publiée le 24 Mars 2009

Le radar de Cassini a obtenu des vues en stéréo de près de 2 pour cent de la surface de Titan au cours de 19 survols sur les cinq dernières années. Le processus de fabrication de cartes topographiques à partir des images démarre tout juste, mais les résultats révèlent déjà une partie de la diversité des caractéristiques géologiques de Titan.

La principale caractéristique approximativement circulaire dans la partie ouest de cette image est un secteur connu sous le nom de Ganesa Macula. Cette caractéristique de 180 kilomètres de large ressemble grossièrement aux dômes volcaniques à paroi abrupte sur Vénus qui ont été imagés avec le vaisseau spatial Magellan dans les années 1990. Par conséquent, initialement elle était supposée être une caractéristique cryovolcanique. La carte topographique dérivée du radar stéréo montre que Ganesa dans son ensemble n'est pas élevé, comme on pourrait s'attendre pour un volcan. Au lieu de cela, elle est inclinée (bas à l'est, haut le long du bord est).

Hotei

Publiée le 24 Mars 2009

Cette paire d'images couvre des parties de Hotei Arcus, une caractéristique brillante en infrarouge et peut-être variable au fil du temp qui a été supposée être cryovolcanique, d'après la présence de caractérisques comme des écoulements dans les images radar.

Les données radar montrent que ces écoulements, la plupart ayant des lisières sombres au radar et des sommets brillants, sont de 100 à 200 mètres d'épaisseur. En combinaison avec les pentes basses desquels la matière s'est écoulée, ces épaisseurs suggèrent que la matière était au moins visqueuse comme la lave basaltique sur Terre. Des analyses quantitatives supplémentaires du comportement de ces écoulements pourraient aider les scientifiques à déterminer quelle pourrait être leur composition.

Des canaux voisins brillants sont coupés par les montagnes dans le sud et montrent de petite modification d'élévation, en accord avec un fluide beaucoup moins visqueux, tel que le méthane liquide, lequel est probablement délivré en surface sous forme de pluie.

Titan's "Sand Sea" Belet

Publiée le 24 Mars 2009

Ces cartes topographiques montrent la "mer de sable" équatoriale appelée Belet, et inclus des dunes sombres et des secteurs plus lumineux sans dunes.

Les dunes individuelles ne sont pas résolues mais les plus grandes peuvent être mesurées et ont une hauteur de 100 à 150 mètres, en accord avec les estimations passées. Les secteurs lumineux sont élevés, et il apparaît qu'environ 200 mètres de relief - légèrement plus que la hauteur des dunes elles-mêmes - soit suffisant pour stopper ou dévier les dunes.

Rob H. McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 20 Mars 2009, dans le cadre du Siding Spring Survey. De nombreux observateurs ont confirmé la nature cométaire de l'objet, après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center.

Avec la découverte de C/2009 F5, Rob McNaught compte 48 comètes à son actif.

Les Grands Chasseurs de Comètes

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2009 F5 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 08 Novembrte 2008 à une distance de 2,3 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K09/K09F60.html (MPEC 2008-F60)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 04 Novembre 2008 à une distance de 2,2 UA du Soleil.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09G37.html  (MPEC 2008-G37)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2009F5.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

Les astronomes ont des théories détaillées sur quel type d'étoiles s'autodétruit dans des explosions titanesques de supernova. Toutefois, il serait utile pour tester la théorie stellaire de voir réellement à quoi ressemblait une étoile condamnée avant de voler en éclat. Le problème est que l'explosion en supernova élimine pratiquement tous les éléments de preuve de ce qu'était l'étoile ancêtre.

Comme une caméra de surveillance photographiant les lieux d'un crime avant qu'il se produise, le télescope spatial Hubble a une photo d'archive inestimable de la galaxie qui contient une image de l'étoile ancêtre de la supernova comme elle est apparue huit ans avant qu'elle n'explose. L'ancêtre était relativement facile à trouver car elle était l'une des plus brillantes étoiles de la galaxie hôte. Mais la découverte n'a fait qu'approfondir encore plus les mystères des supernovae. L'étoile ancêtre appartient à une classe de lumineuses étoiles variables bleues qui ne sont pas censées exploser à un stade aussi précoce de leur existence.

Crédit : NASA, ESA, A. Gal-Yam (Weizmann Institute of Science),

and D. Leonard (San Diego State University)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/13

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La collaboration H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System), une équipe internationale essentiellement européenne d'astrophysiciens, a découvert une émission gamma aux très hautes énergies (THE; E>100 GeV) en provenance de Centaurus A, une des galaxies actives les plus proches, et le plus proche émetteur radio extragalactique puissant. Cette découverte démontre la présence d'accélération de particules à de telles énergies dans cette source et suggère que l'émission gamma aux très hautes énergies est un phénomène commun des noyaux actifs de galaxies.

Les noyaux actifs sont des régions très compactes, mais extrêmement lumineuses, situées au coeur de certaines galaxies. On pense généralement qu'ils tirent leur puissance d'un trou noir central de plusieurs millions de masses solaires. De la matière constituée d'étoiles et de nuages de gaz spirale autour du trou noir en s'en approchant. Une fraction de cette matière finit par tomber dans le trou noir, une autre partie échappe à cette chute et est brutalement expulsée. Il en résulte deux jets de directions opposées, souvent plus grands que la galaxie toute entière, composés de particules se déplaçant à une vitesse proche de celle de la lumière. Les noyaux actifs, suivant l'angle sous lequel on les voit, présentent des caractéristiques très différentes. Les noyaux actifs les plus brillants aux très hautes énergies (THE), mais aussi les moins nombreux, sont ceux que l'on observe selon l'axe des jets. On appelle ces AGN des "blazars", d'après une contraction entre BL Lac et quasar. En effet, le protoype de ces objects est BL Lacertae. Les noyaux actifs, beaucoup plus nombreux, pour lesquels les jets sont vus de profil sont de puissants émetteurs d'ondes radio. C'est le cas de Centaurus A.

A ce jour, 25 sources situées hors de notre Galaxie sont connues pour émettre des rayons gamma THE. La grande majorité d'entre elles appartient à la classe des blazars, dont le jet pointe dans la direction de notre ligne de visée. Une forte amplification relativiste du flux observé résulte de cette orientation particulière : la source apparaît comme plus brillante et les photons émis semblent avoir une plus grande énergie qu'ils n'ont en réalité. La découverte d'une radiogalaxie par H.E.S.S. vient confirmer la possibilité de détecter des rayons gamma THE en provenance d'objets extragalactiques moins extrêmes que les blazars.

Centaurus A, située à environ 12 millions d'années-lumière, est une des plus proches galaxies hébergeant un noyau actif. Ses jets couvrent une vaste région du ciel de dimension apparente dépassant 100 fois celle de la pleine Lune mais on ne les voit pas à l'oeil nu.

La proximité de Centaurus A en fait une cible idéale pour l'étude des propriétés des noyaux actifs : des composantes individuelles, comme les jets, peuvent être spatialement résolues et ont été cartographiées en particulier en radio, en optique et en rayons X. Centaurus A pourrait également être une source de rayons cosmiques d'ultra haute énergie, selon des observations récentes effectuées par l'Observatoire Pierre Auger. Malgré de nombreuses observations des noyaux actifs, beaucoup de leurs propriétés restent mal comprises, comme l'accélération de particules près du trou noir central ou encore la formation des jets. Leur observation en rayons gamma THE révèlent des informations cruciales sur l'accélération de la matière aux plus hautes énergies.

Les rayons gamma THE se situent dans la partie extrême du spectre électromagnétique, bien au-delà des rayons X. Notre atmosphère est opaque à ces rayons gamma THE : ils sont absorbés lors de leur entrée dans l'atmosphère et créent une gerbe de particules élémentaires rapides. Lors de leur propagation dans l'atmosphère, ces particules produisent un faible flash très bref de lumière bleutée, le rayonnement Tcherenkov, que l'on sait exploiter en astronomie seulement depuis quelques années.

L'expérience H.E.S.S., un réseau de télescopes situé en Namibie, a capturé de tels flashes en provenance de Centaurus A pendant plus de 100h entre 2004 et 2008, qui ont conduit à la détection de la source énergétique. L'image du cosmos vu aux très hautes énergies s'enrichit d'un nouveau type de sources extragalactiques, les radiogalaxies. Ces observations suggèrent que l'accélération de particules à de très hautes énergies (au-delà de 100 GeV, soit plus de 100 milliards d'électron-Volts), pourrait être un phénomène fréquent dans les noyaux actifs de galaxie et l'environnement des trous noirs massifs.

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/mar09/cena.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Quatre échantillons de roches lunaires recueillis lors des missions Apollo et fournis par la NASA sont actuellement à l'étude à Poitiers durant quelques jours. Pour vérifier une hypothèse sur l'origine du champ magnétique de la Lune, une simulation expérimentale a été mise au point par un consortium de chercheurs français : le Centre européen de recherche et d'enseignement des géosciences de l'environnement (Université Paul Cézanne / CNRS / IRD / Collège de France / Université de Provence), le Laboratoire de combustion et de détonique (CNRS) et le Laboratoire pour l'application des lasers de puissance (CNRS). Les scientifiques font subir aux roches lunaires placées dans un champ magnétique contrôlé des chocs induits par impulsion laser, puis ils analysent l'aimantation ainsi acquise par ces roches. Ils espèrent prouver que le champ magnétique lunaire peut avoir pour origine des impacts d'astéroïdes.

Contrairement aux champs magnétiques terrestre ou martien, le champ magnétique de la Lune est très hétérogène et le mystère reste entier sur son origine. Une publication américaine de 2008 propose un modèle numérique de l'origine du magnétisme lunaire. L'hypothèse avancée depuis les années 1970 voulait que ce champ magnétique résulte de l'activité d'une “dynamo (1) lunaire” qui se serait arrêtée il y a 3 ou 4 milliards d'années. Le modèle proposé en 2008 est tout autre : les chocs produits par chute d'objets cosmiques pourraient aimanter la surface lunaire et expliquer ce champ magnétique.

Un champ magnétique transitoire est créé lors d'impacts de comètes ou d'astéroïdes sur la surface lunaire. Ce champ est maximal à l'antipode du choc, où convergent par ailleurs les ondes de choc causées par l'impact. Les scientifiques américains ont proposé que ces deux processus simultanés entraînent l'aimantation de la zone antipodale à l'impact. Le principe est identique à celui d'un dictaphone : l'onde de choc revient à appuyer sur le “bouton d'enregistrement” de la roche lunaire, celle-ci pouvant alors recueillir le “son” c'est à dire le champ magnétique transitoire créé par l'impact. Ce champ magnétique, plus ou moins intense selon la puissance du choc, est donc conservé par la roche lunaire concernée. Le magnétisme cartographié aujourd'hui par les satellites en orbite autour de la Lune est proportionnel à cette aimantation rémanente.

Une équipe de chercheurs, soutenue par le Programme national de planétologie (CNRS-INSU / CNES), tente aujourd'hui de valider expérimentalement cette hypothèse, cohérente avec l'hétérogénéité de la carte magnétique lunaire. Ce consortium français simule les impacts des météorites sur notre satellite grâce à des chocs laser sur de petits échantillons lunaires fournis par la NASA. Ces chocs sont effectués en champ magnétique contrôlé. En variant la puissance du laser et celle de ce champ magnétique contrôlé, les scientifiques espèrent mesurer des aimantations analogues à celles observées sur la Lune. Les résultats de ces expériences seront essentiels pour la reconnaissance des aimantations de choc dans l'étude des échantillons Apollo en cours depuis les années 1970.

Note :

1) Génération d'un champ magnétique global par convection de liquides conducteurs dans le noyau.

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1558.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2009 F2 (McNaught)

Une nouvelle comète a été découverte par Rob McNaught le 19 Mars 2009, dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, R. Ligustri (Grove Creek Observatory, Trunkey) et H. S. Lepez (El Leoncito) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Avec la découverte de C/2009 F2, Rob McNaught compte 46 comètes à son actif.

Les Grands Chasseurs de Comètes

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2009 F2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 20 Novembre 2009 à une distance d'environ 5,2 UA du Soleil.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09F47.html (MPEC 2009-F47)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 14 Novembre 2009 à une distance de 5,8 UA du Soleil.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09H67.html (MPEC 2009-H67)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2009F2.html

P/2001 MD7 = 2009 F3 (LINEAR)

La comète P/2001 MD7 a été retrouvée par E. Guido, G. Sostero, et P. Camilleri les 17 et 18 Mars 2009 avec le télescope de 0.25-m f/3.4 équipé en CCD de l'Observatoire RAS de Mayhill et le 20 Mars avec le télescope de 0.35-m f/6.7 + CCD de l'Observatoire de Grove Creek Observatory, à Trunkey.

N. Blythe (Lincoln Laboratory Experimental Test System) avait annoncé la découverte par LINEAR d'un objet diffus ayant l'apparence d'une comète sur les images obtenues le 11 Juillet 2001. Les observations ultérieures avaient permis l'identification avec l'objet ayant l'apparence d'un astéroïde 2001 MD7, ainsi désigné par suite des observations de LINEAR faites les 21 et 24 Juin 2001. La comète P/2001 MD7 avait été observée pour la dernière fois en Avril 2002.

Les éléments orbitaux de la comète P/2009 F3 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 08 Septembre 2009 à une distance d'environ 1,2 UA du Soleil.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09F51.html (MPEC 2009-F51)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2009 F3 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 217P/LINEAR en tant que 217ème comète périodique numérotée.

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0217P.html

C/2009 F4 (McNaught)

Rob Mc Naught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 19 Mars 2009, dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, de nombreux observateurs ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Avec la découverte de C/2009 F4, Rob McNaught compte désormais 47 comètes à son actif.

Les Grands Chasseurs de Comètes

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2009 F4 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 10 Janvier 2012 à une distance d'environ 5,8 UA du Soleil.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09F54.html (MPEC 2009-F54)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 31 Décembre 2011 à une distance de 5,4 UA du Soleil.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09L12.html (MPEC 2009-L12)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2009F4.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

Steve M. Larson (Univ. of Arizona) a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 16 Mars 2009 dans le cadre du Mt Lemmon Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux observateurs.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2009 F1 (Larson) indiquent un passage au périhélie le 24 Juin 2009 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09F34.html (MPEC 2009-F34)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2009F1.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette image composée de la galaxie de la Méduse (également connue sous le nom de NGC 4194) montre des données de rayons X de l'Observatoire de rayons X Chandra en bleu et du télescope spatial Hubble en orange. Située au-dessus du centre de la galaxie et vue dans les données optiques, la "chevelure" de la méduse -- faite de serpents dans la mythologie grecque -- est une queue de marée formée par une collision entre galaxies. La source lumineuse de rayons X trouvée vers le côté gauche des cheveux de la Méduse est un trou noir (placer le curseur sur l'image pour voir l'emplacement du trou noir).

Crédit : X-ray: NASA/CXC/Univ of Iowa/P.Kaaret et al.; Optical: NASA/ESA/STScI/Univ of Iowa/P.Kaaret et al.

La plupart des sources lumineuses de rayons X dans les galaxies sont des binaires contenant des trous noirs de masse stellaire ou des étoiles à neutrons qui demeurent après l'explosion de supernova d'une étoile massive. Parce que ces objets compacts peuvent produire des rayons X pendant des périodes beaucoup plus longues que la vie de leur étoile massive parente, les binaires de rayons X peut être utilisées comme "fossiles" pour étudier l'histoire de la formation d'étoiles de leurs galaxies hôtes. Dans cette image de la Méduse, les binaires de rayons X sont vues comme des lumineux points bleus.

Une étude récente de la galaxie de la Méduse et de neuf autres galaxies a mesuré la corrélation entre la formation d'étoiles et la production de binaires de rayons X. Un Un élément clé était d'étudier cette corrélation pour la galaxie de la Méduse et NGC 7541, deux galaxies avec des taux particulièrement élevés de formation d'étoiles. Il a été constaté que le nombre de sources lumineuses de rayons X et leur éclat moyen étaient liés à la vitesse à laquelle les étoiles se sont formées. Ce travail peut être utile pour tenter d'employer l'éclat de rayons X pour mesurer le taux de formation d'étoiles dans les galaxies à très grandes distances.

Il a également été trouvé que pour chaque million de tonnes de gaz qui entre dans la fabrication des étoiles, une tonne est attirée sur un trou noir de masse stellaire ou une étoile à neutrons. Ce résultat peut aider à créer des modèles plus précis de la formation des binaires de rayons X.

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Sept nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 et C2) ou par le satellite STEREO-A (STEREO-SECCHI imager HI1) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2009-F30 et MPEC 2009-F31.

Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2009 A3 (SOHO) Hua Su

C/2009 A4 (SOHO) Hua Su

C/2009 A5 (SOHO) Hua Su

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09F30.html (MPEC 2009-F30)

C/2008 E10 (STEREO) Alan Watson

C/2008 Y16 (STEREO) Karl Battams

C/2008 Y17 (STEREO) Alan Watson

C/2009 A6 (STEREO) Alan Watson

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09F31.html (MPEC 2009-F31)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert dans le cadre du Mt Lemmon Survey le 08 Février 2008, et répertorié comme tel sous la dénomination de 2008 CL94, a révélé sa nature cométaire lors d'observations faites par Jim V. Scotti et T. H. Bressi (Steward Observatory, Kitt Peak) les 20 et 24 Février 2009, par S. M. Larson, A. R. Gibbs (Mt. Lemmon Survey) le 17 Mars 2009, et par W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro) le 18 Mars 2009.

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 CL94 (Lemmon) indiquent un passage au périhélie le 09 Juillet 2006 à une distance de 5,4 UA du Soleil, et une période de 15,4 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09F28.html (MPEC 2009-F28)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008CL94.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

Quatorze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 et C2) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2009-E63, MPEC 2009-F17 et MPEC 2009-F18.

La comète C/2008 Y11 appartient au groupe de Marsden, les comètes C/2008 Y11 et C/2008 Y14 semblent n'appartenir à aucun groupe connu, les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 X14 (SOHO) Zhijian Xu

C/2008 Y4 (SOHO) Bo Zhou

C/2008 Y5 (SOHO) Zhangwei Jin

C/2008 Y6 (SOHO) Masanori Uchina

C/2008 Y7 (SOHO) Masanori Uchina

C/2008 Y8 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 Y9 (SOHO) Michal Kusiak

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09E63.html (MPEC 2009-E63)

C/2008 Y10 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 Y11 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 Y12 (SOHO) Rainer Kracht

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09F17.html (MPEC 2009-F17)

C/2008 Y13 (SOHO) Arkadiusz Kubczak

C/2008 Y14 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 Y15 (SOHO) Bo Zhou

C/2009 A2 (SOHO) Hua Su

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09F18.html (MPEC 2009-F18)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cet après-midi, le satellite d'étude de la gravité et de la circulation océanique en régime stable (GOCE) de l'Agence spatiale européenne (ESA) a été injecté sur une orbite terrestre basse quasi-héliosynchrone par un lanceur russe Rockot au départ du cosmodrome de Plesetsk, en Russie septentrionale.

Ce lancement marque le début d'une nouvelle ère dans l'histoire européenne de l'observation de la Terre. GOCE est le premier représentant d'une nouvelle famille de satellites de l'ESA destinés à étudier notre planète et son environnement pour mieux comprendre le fonctionnement du système Terre et son évolution en vue de faire face au changement climatique global. Il mesurera en particulier les infimes variations du champ de gravité terrestre sur l'ensemble de la planète.

Le lanceur russe Rockot – dérivé d'un ancien missile balistique – a décollé à 15h21 heure de Paris (14h21 temps universel coordonné) en direction du nord, survolant l'Arctique. Environ 90 minutes plus tard, après une révolution orbitale et deux allumages de son étage supérieur Breeze-KM, le lanceur a placé le satellite de 1052 kilogrammes sur une orbite polaire circulaire de 280 kilomètres d'altitude inclinée à 96,7 degrés par rapport à l'équateur. Le lancement était confié à Eurockot Launch Services, société germano-russe ayant son siège à Brème (Allemagne).

La station de poursuite de l'ESA installée à Kiruna (Suède) a établi le contact avec GOCE peu après la séparation et le satellite est désormais sous le contrôle des équipes de l'ESA basées au Centre européen d'Opérations spatiales à Darmstadt (Allemagne).

GOCE est le premier satellite scientifique de l'ESA qui soit entièrement dédié à l'observation de la Terre depuis le lancement d'Envisat, en 2002. Si les dimensions ont évolué, l'objectif reste le même : offrir les meilleurs résultats scientifiques permis par nos avancées technologiques afin d'en faire profiter au maximum la communauté scientifique et, à terme, l'ensemble des citoyens tant à l'échelle de l'Europe que dans le reste du monde » a déclaré Jean-Jacques Dordain, Directeur général de l'ESA.

GOCE a été sélectionnée en 1999 pour devenir la première mission de base d'exploration de la Terre du programme Planète vivante de l'ESA. Le satellite a été développé par une équipe industrielle sous la maîtrise d'œuvre de Thales Alenia Space, à Turin (Italie). EADS Astrium Space, à Friedrichshafen (Allemagne), a fourni la plateforme du satellite et Thales Alenia Space, à Cannes (France), a développé et intégré l'instrument principal, reposant sur des détecteurs ultra sensibles mis au point par l'ONERA. Au total, ce ne sont pas moins de quarante-cinq entreprises européennes qui ont contribué à la fabrication du satellite.

Pendant vingt-quatre mois, GOCE collectera des données gravitationnelles en trois dimensions couvrant l'ensemble du globe. Le traitement au sol de ces données brutes permettra d'aboutir à la carte la plus précise jamais dressée du champ de gravité terrestre et de définir le géoïde – surface de référence exacte de notre planète – de manière plus fine. Affiner la connaissance du géoïde, qui représente la forme théorique de la Terre si elle était recouverte d'océans au repos, est essentiel pour approfondir l'étude de la planète, de ses océans et de son atmosphère. Le géoïde défini servira de modèle de référence pour mesurer et modéliser l'évolution du niveau des mers, la circulation océanique et la dynamique des calottes polaires.

Source : ESA France http://www.esa.int/esaCP/SEMVU1JTYRF_France_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les anneaux relativement fins comme du papier de Saturne sont faiblement inclinés vers la Terre tous les 15 ans. Parce que les orbites des satellites majeurs de Saturne sont dans le plan des anneaux, aussi, cet alignement donne aux astronomes une occasion rare de capturer un défilé véritablement spectaculaire de corps célestes croisant la face de Saturne.

Plus grande que la planète Mercure, la lune géante Titan de Saturne conduit le défilé. L'épaisse atmosphère glaciale d'azote de la lune est teintée d'orange avec les sous-produits brumeux de la lumière du Soleil interagissant avec le méthane et l'azote. Plusieurs des lunes glaciales beaucoup plus petites qui sont plus proches de la planètee longent le bord supérieur des anneaux. L'acuité parfaite d'Hubble révèle également la structure de nuages en bandes de Saturne.

Crédit : NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/12

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO a pris la meilleure image à ce jour d'un étrange et chaotique duo de galaxies entrelacées. Les images contiennent également quelques surprises - des intrus à la fois loin et proche.

Parfois les objets dans le ciel qui semblent étranges, ou différents de la normale, ont une histoire à raconter et s'avére scientifiquement très gratifiante. C'était l'idée derrière le catalogue des Galaxies Particulières de Halton Arp qui est apparu dans les années 1960. Un des excentriques énumérées ici est Arp 261, qui a maintenant été imagée en plus de détails qu'auparavant avant d'utiliser l'instrument FORS2 sur le VLT de l'ESO. L'image s'avère contenir plusieurs surprises.

Crédit : ESO

Arp 261 se trouve à environ 70 millions d'années-lumière dans la constellation de la Balance (Libra). Sa structure chaotique et très inhabituelle est créée par l'interaction de deux galaxies qui sont engagées dans un mouvement lent, mais de rencontre étroite fortement perturbatrice. Bien que les étoiles sont très peu susceptibles d'entrer en collision dans un tel événement, les nuages énormes de gaz et de poussières s'écrasent certainement l'un contre l'autre à grande vitesse, menant à la formation de nouveaux amas lumineux d'étoiles très chaudes qui sont clairement vus dans l'image. Les chemins des étoiles existantes dans les galaxies sont également nettement perturbés, créant de faibles remous s'étendant vers le haut à droite gauche et en bas à droite de l'image. Les deux galaxies en interaction étaient probablement naines à la différence des nuages de Magellan satellisant notre propre galaxie.

Les images employées pour créer cette image n'ont pas été prises réellement pour étudier les galaxies en interaction, mais pour étudier les propriétés de l'objet discret juste à la droite de la partie la plus lumineuse d'Arp 261 et près du centre de l'image. Il s'agit d'une rare explosion d'étoile, appelée SN 1995N, que l'on pense être le résultat de l'effondrement d'une étoile massive à la fin de sa vie, ce qu'on appelle une supernova d'effondrement du noyau. SN 1995N est inhabituelle parce qu'elle s'affaiblit très lentement - et se montre toujours clairement sur cette image plus de sept ans après que l'explosion ait eu lieu ! Elle est également l'une des quelques supernovae à avoir été observée émettre des rayons X. On pense que ces caractéristiques peu communes sont un résultat de l'explosion de l'étoile étant dans une région dense de l'espace de sorte que le matériel arraché de la supernova la percute et crée des rayons X.

Indépendamment de la galaxie en interaction et de sa supernova l'image contient également plusieurs autres objets à des distances énormément différentes de nous. Commençant par très proche de nous, deux petits astéroïdes, dans notre Système solaire entre les orbites de Mars et Jupiter, se sont avérés justement croiser les images lorsqu'elles ont été prises et apparaissent comme des traînées rouge-vert-bleues à la gauche et en haut de l'image. Les traînées surgissent quand les objets se déplacent pendant les expositions et également entre les expositions à travers différents filtres colorés. L'astéroïde en haut est le numéro 14670 et celui sur la gauche le numéro 9735. Ils sont probablement de moins de 5 kilomètres de large. La lumière du Soleil reflétée de ces petits corps met environ quinze minutes pour atteindre la Terre.

L'objet suivant le plus proche est probablement l'étoile apparemment brillante en bas. Elle peut sembler lumineuse, mais elle est encore environ cent fois trop faible pour être vue à l'oeil nu. C'est probablement une étoile plutôt comme le Soleil et à environ 500 années-lumière de nous - 20 millions de fois plus loin que les astéroïdes. Arp 261 elle-même, et la supernova, sont environ 140.000 fois plus loin encore que cette étoile, mais encore dans ce que les astronomes considéreraient comme notre voisinage cosmique. Beaucoup plus éloigné encore, peut-être environ cinquante à cent fois plus loin qu'Arp 261, se trouve l'amas de galaxies visible du côté droit de l'image. Il n'y a aucun doute, cependant, qu'un objet beaucoup plus lointain se trouve, méconnu, parmi les faibles objets de fond vus dans cette merveilleuse image.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-11-09.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La navette spatiale Discovery, mission STS-119, s'est envolée du pas de tir 39A du Centre Spatial Kennedy près de Cap Canaveral (Floride) à 23h43 UTC à destination de la Station Spatiale Internationale (ISS). Le lancement, initialement programmé pour le 12 Mars avait été reporté en raison d'une fuite d'hydrogène.

La mission permettra de livrer et d'installer la dernière section (section S6) de la poutre de la Station spatiale supportant les panneaux solaires 1B et 3B. L'ISS disposera ainsi de toute la puissance électrique nécessaire pour effectuer les expériences scientifiques des laboratoires européen Columbus et japonais Kibo livrés à l'ISS en 2008. Discovery livrera également une pièce de rechange pour la nouvelle machine à recycler l'urine des astronautes en eau potable, qui avait été acheminée en Novembre par Endeavour mais qui n'a jamais vraiment fonctionné.

L'équipage est composé de 7 membres : le commandant Lee J. Archambault, le pilote Dominic A. Antonelli, et les spécialistes de mission Joseph M. Acaba, Steven R. Swanson, Richard R. Arnold II, John L. Phillips, et Koichi Wakata.

Arrivé à bord de Discovery, l'astronaute Koichi Wakata sera le premier Japonais à faire partie d'un équipage de l'ISS. Il remplacera comme ingénieur de vol l'Américaine Sandra Magnus, à bord depuis Novembre 2008.

Il s'agit du 36ème vol de la navette Discovery (OV-103), et de la 125ème mission de navette. Cette 28ème mission (15A) de Discovery vers la Station Spatiale Internationale devrait durer 12 jours 17 heures et 59 minutes.

http://www.spaceflightnow.com/shuttle/sts119/status.html

http://www.obsat.com/sts119.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte le 14 Mars 2009 par l'astronome amateur Koichi Itagaki (Takanezawa, Tochigi, Japon) avec le télescope de 0,21-m f/3.0 et celui de 0.30-m f/7.8, tous deux équipés en CCD. L'objet a été confirmé après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center par les observations de R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Charleston), de E. Guido, G. Sostero, P. Camilleri (RAS Observatory, Mayhill), de J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson) , de K. Kadota (Ageo), de Y. Ikari (Moriyama), de H. Abe (Yatsuka-cho), et de X. Gao (Xingming Observatory, Mt. Nanshan).

Michal Kusiak (Astronomical Observatory, Jagiellonian University)a annoncé que cette comète est visible dans les images SWAN en ultraviolet du satellite SOHO des 05, 11 et 12 Mars.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2009 E1 (Itagaki) indiquent un passage au périhélie le 07 Avril 2009 à une distance d'environ 0,6 UA du Soleil. Sa magnitude pourrait alors atteindre la magnitude 10.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09E68.html (MPEC 2009-E68)

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09E69.html (MPEC 2009-E69)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2009E1.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

New Horizons a obtenu l'automne dernier un superbe plan de Triton, la lune de Neptune, lors de son voyage vers Pluton et la Ceinture de Kuiper.

La mission était à 3,75 milliards de kilomètres de Neptune le 16 Octobre 2008 lorsque l'instrument LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) s'est bloqué sur la planète et l'a capturée. Le vaisseau suivait une séquence programméee de commandes faisant partie de son contrôle annuel. La NASA a publié l'image jeudi après-midi.

"Nous voulions examiner la capacité de LORRI de mesurer un faible objet près d'un beaucoup plus lumineux en utilisant un mode de suivi spécial," commente le scientifique Hal Weaver du projet New Horizons, du Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory," et la paire Neptune-Triton répond parfaitement au besoin. "LORRI a été actionné dans le format 4 par 4 (les pixels originaux sont arrangés en groupes de 16), et le vaisseau spatial a été placé dans un mode de suivi spécial pour permettre des temps d'exposition plus longs. "Nous avions besoin d'atteindre les sensibilités les plus élevées possible", ajoute Weaver.

Les scientifiques de la mission souhaitaient également mesurer Triton lui-même. "Parmi les objets visités par les vaisseaux spatiaux à ce jour, Triton est de loin le plus analogue à Pluton ", explique le chercheur principal de New Horizons Alan Stern. Le vaisseau spatial Voyager 2 a pris des images spectaculaires de Triton au cours de son survol de Neptune en 1989, témoignant de l'activité cryovolcanique et de l'aspect rugueux du terrain.

Triton n'est que légèrement plus grand que Pluton (2.700 km de diamètre par rapport aux 2.400 km de Pluton). Les deux objets ont des atmosphères principalement composées d'azote, de gaz avec une pression de surface de seulement 1/70.000ème de celle de la Terre, et des températures de surface relativement froides (-390° F pour Triton et -370° F sur Pluton). Il est largement admis que Triton a été autrefois un membre de la Ceinture de Kuiper (comme Pluton l'est encore) qui a été capturé en orbite autour de Neptune, probablement au cours d'une collision au début de l'histoire du Système solaire.

New Horizons peut observer Neptune et Triton à des angles de phase solaires (l'angle Soleil-objet-vaisseau spatial) qui ne sont pas possibles à réaliser pour les équipements terrestres, et ce point de vue unique peut fournir des indications sur les propriétés de la surface de Titan et l'atmosphère de Neptune.

LORRI va continuer d'observer la paire Neptune-Triton au cours des contrôles annuels jusqu'à la rencontre avec Pluton en 2015.

New Horizons est actuellement en hibernation électronique, à 1,93 milliards de kilomètres de la maison, s'éloignant du Soleil à la vitesse de 61.991 km par heure.

http://pluto.jhuapl.edu/news_center/news/031209.php

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 et C2) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2009-E60 et MPEC 2009-E61.

Ces huit comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 W12 (SOHO) Rob Matson

C/2008 X7 (SOHO) Masanori Uchina

C/2008 X8 (SOHO) Michele Mazzucato

C/2008 X9 (SOHO) Eryk Banach

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09E60.html (MPEC 2009-E60)

C/2008 X10 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 X11 (SOHO) Shihong Yuan

C/2008 X12 (SOHO) Masanori Uchina

C/2008 X13 (SOHO) Rainer Kracht

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09E61.html (MPEC 2009-E61)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Quand il s'agit de trouver la matière noire dans l'espace, les astronomes ont besoin de faire une sorte de chasse aux fantômes. La matière noire ne peut pas être directement vue ou isolée dans un laboratoire. Pourtant, elle constitue l'essentiel de la matière dans l'Univers. Elle est l'échafaudage invisible pour la formation des étoiles et des galaxies. La matière noire n'est pas faite de la même substance que les étoiles, les planètes, et les gens. Cette substance est de la matière "baryonique" normale, composée d'électrons, de protons et de neutrons. Depuis 80 ans, les astronomes connaissent l'attraction de la "fantômatique" matière noire sur la matière normale. Ils ont reconnu que sans la "colle" gravitationnelle de la matière noire les amas de galaxies voleraient séparément, et même les galaxies auraient des difficultés à tenir ensemble.

Crédit : NASA, ESA, and C. Conselice (University of Nottingham)

Maintenant le télescope spatial Hubble a découvert une nouvelle piste solide que les galaxies sont intégrées dans des halos de matière noire. Scrutant dans le coeur tumultueux de l'amas de galaxies voisin de Persée, la vue perçante de Hubble a résolu une grande population de petites galaxies qui sont restées intactes tandis que de plus grandes galaxies qui l'entourent sont déchirées par l'attraction gravitationnelle d'autres galaxies. Le "bouclier invisible" des naines est un solide halo de matière noire qui les maintient intactes en dépit d'un jeu d'auto tamponneuse sur plusieurs milliards d'années à l'intérieur du massif amas de galaxies.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/11

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les « 100 heures d'astronomie » auront lieu du 2 au 5 avril 2009. Une opération sans précédent qui se déroulera simultanément et en continu tout autour du globe terrestre. Son objectif est de permettre au plus grand nombre de personnes de découvrir les merveilles du ciel.

L'Année mondiale de l'astronomie va connaître un sommet, du jeudi 2 au dimanche 5 avril 2009, avec les « 100 heures d'astronomie ». Ce projet-phare se déroulera simultanément sur des milliers de sites dans le monde entier où des astronomes professionnels mais aussi amateurs et des animateurs de centres scientifiques feront partager leur passion pour l'astronomie. Il s'agit du plus grand rassemblement astronomique jamais organisé à l'échelle mondiale.

En France, de très nombreuses activités seront proposées, pendant 4 jours et 4 nuits, dans une trentaine de sites isolés où la pollution lumineuse est réduite mais aussi au cœur même des villes. Il sera possible, si la météo le permet, d'observer avec des instruments le ciel diurne ou nocturne, en particulier les paysages de la Lune (au voisinage de son premier quartier, période où l'on observe les plus beaux cratères) et la planète Saturne. Simultanément sont organisées des rencontres avec des astrophysiciens et des astronomes amateurs, des visites d'expositions, des conférences thématiques, des événements artistiques, etc. Pour tous les visiteurs, ce sera l'opportunité de découvrir des objets célestes et d'appréhender les merveilles du cosmos.

Les « 100 heures d'astronomie » sont coordonnées par la Société Astronomique de France avec le soutien de l'Association Française d'Astronomie, de l'association Planète Sciences et de l'Association Nationale pour la Protection du Ciel et de l'Environnement Nocturne.

Références :

Tout savoir sur l'Année Mondiale de l'Astronomie en France et sur les 100 heures :
http://www.astronomy2009.fr

Retrouvez les informations globales sur les 100 heures d'astronomie :
http://www.100hoursofastronomy.org

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1553.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Huit astronomes appartenant à des équipes de recherche françaises (1) ont obtenu un aperçu exceptionnel de galaxies lointaines, vues à une époque où l'Univers n'avait que la moitié de son âge actuel de 13,7 milliards d'années. En combinant les capacités uniques du télescope spatial Hubble (NASA - ESA), avec celles du spectrographe FLAMES/GIRAFFE au Very Large Telescope (VLT) de l'ESO au Chili , ils ont pu modéliser ces objets avec une précision quasi-identique à celle déjà effective pour des galaxies beaucoup plus proches. L'enjeu est de mieux comprendre les mécanismes de formation d'étoiles dans ces objets. En regardant loin dans le passé, à une époque où le Soleil et la Terre n'existaient pas encore, les scientifiques espèrent résoudre l'entêtante énigme de l'origine des galaxies. Les premiers résultats suggèrent que les fusions de galaxies pourraient avoir joué un rôle décisif.

Pendant des décennies, les galaxies distantes qui ont émis leur lumière il y a 6 milliards d'années, la moitié environ de l'âge actuel du cosmos, ne sont restées rien de plus que de minuscules petites taches sur le ciel. Après le lancement du télescope spatial Hubble au début des années 1990, les astronomes ont d'abord obtenu des images très précises de ces objets éloignés, ce qui leur a permis de commencer à analyser leur structure avec beaucoup plus de détails. Dans chacune de ces galaxies, le spectrographe FLAMES/GIRAFFE du VLT (2) permet maintenant d'obtenir simultanément plusieurs enregistrement de la composition en longueur d'ondes (spectres) du rayonnement issu de minuscules régions distinctes. Ceci permet en retour de bien comprendre également le mouvement du gaz (et des étoiles ?) (3), fournissant ainsi une "troisième dimension" d'observation bien utile pour étudier ces objets. Cette vision, unique, des galaxies distantes permet de construire des modèles presque aussi précis que ceux que l'on applique pour des objets beaucoup plus proches, et donc observés en détails.

L'équipe a entrepris la tache herculéenne de reconstituer l'histoire d'une centaine de galaxies lointaines observées à la fois par le télescope spatial Hubble et le spectrographe GIRAFFE au VLT. Des premiers résultats ont été obtenus pour trois d'entre elles et ils délivrent déjà des informations inédites sur la manière dont ces objets se sont formés puis ont évolués.

Dans la première de ces galaxies, GIRAFFE a détecté une région remplie de gaz chaud ionisé, c'est-à-dire composé d'atomes auxquels un ou deux électrons ont été arrachés, ce qui est habituellement dû à la présence d'étoiles jeunes et chaudes dans le voisinage. En revanche, contre toute attente, après avoir observé la même région du ciel pendant plus de onze jours, le télescope Hubble n'a pu détecter aucune étoile dans cette région ! La comparaison avec des simulations numériques suggère que l'explication pourrait venir d'une collision préalable entre deux galaxies spirales riches en gaz. Les chocs produits sont capables de ioniser le gaz, le rendant trop chaud pour former des étoiles. La galaxie observée aujourd'hui serait le résultat de cette rencontre.

Dans la deuxième galaxie, les astronomes ont détecté  une région centrale de couleur bleue enfouie dans un disque beaucoup plus rouge, presque complètement cachée par la poussière absorbante. Des modèles indiquent que le gaz et les étoiles de cette région bleue tombent rapidement en spirale vers le centre. Ce serait le premier exemple connu d'un disque de galaxie qui se reconstruit à la suite d'une fusion "majeure" entre deux galaxies de masse similaire (4).

Enfin, dans la troisième galaxie, les astronomes ont identifié une structure centrale très inhabituelle, constituée d'une barre extrêmement bleue composée d'étoiles particulièrement jeunes et massives, ce qui est très rare parmi les galaxies proches. En comparant à nouveau avec des simulations, les astronomes ont trouvé que les propriétés de cet objet étaient bien reproduites par une collision entre deux galaxies de masses distinctes.

La combinaison unique du télescope spatial Hubble et de GIRAFFE au VLT rend désormais possible de décrire finement les galaxies distantes et de parvenir ainsi à un consensus sur le rôle crucial que les collisions ont pu jouer dans la formation de ces objets. C'est parce qu'ils ont accès aux mouvements du gaz -la troisième dimension fournie par le spectrographe GIRAFFE- que les astronomes sont capables de retrouver la masse et les orbites des objets préexistants : leurs progéniteurs. Les astronomes sont actuellement en train d'étendre leur analyse à l'ensemble de l'échantillon observé. L'étape suivante sera de comparer les résultats complets avec les caractéristiques mesurées des galaxies proches et de construire ainsi une vision véritablement cohérente de l'évolution des galaxies au cours des 6 derniers milliards d'années, presque la moitié de l'age de l'Univers.

En haut les galaxies observées avec le HST.

En dessous analyse des mouvements de gaz avec FLAMES/GIRAFFE. © ESO/Hammer et al.

Notes

1 - Laboratoire "Galaxies, Etoiles, Physique et Instrumentation" (GEPI : UMR ; Observatoire de Paris, CNRS-INSU, Université Paris 7) ; Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM : UMR; CNRS-INSU, Université Aix-Marseille 1) ; Institut d'Astrophysique de Paris (IAP : UMR ; CNRS-INSU, Université Paris 6).

2 - http://www.insu.cnrs.fr/a493,giraffe-voit-sa-premiere-lumiere.html

3 - http://www.insu.cnrs.fr/a1708,danse-cosmique-galaxies-distantes.html

4 - http://www.insu.cnrs.fr/a1272,grandes-galaxies-spirales-plus-jeunes-que-prevu.html

Source

Puech et al. 2009, Astronomy and Astrophysics, 493,899, "A forming disk at z~0.6: Collapse of a gaseous disk or major merger remnant?". Peirani et al. 2009, Astronomy and Astrophysics, in press, "A giant bar induced by a merger event at z=0.4?". Hammer et al. 2009, Astronomy and Astrophysics, in press, "A forming, dust-enshrouded disk at z=0.43: the first example of a late type disk rebuilt after a major merger?".

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2952,hubble-very-large-telescope-traquent-forme-evolution-galaxies-lointaines.html

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-10-09.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'instrument HiRISE embarqué sur le vaisseau spatial Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) a capturé des images en couleur de Deimos, la plus petite des deux lunes de Mars, le 21 Février 2009.

Deimos a une surface régulière en raison d'une couche de roches fragmentées ou régolithe, excepté pour les plus récents cratères d'impact. C'est un objet foncé et rougeâtre, très similaire à Phobos, montré ici dans des couleurs rehaussées de HiRISE (en proche infrarouge, rouge, et bleu-vert). HiRISE a pris des images de Phobos le 23 Mars 2008.

Il y a subtiles variations de couleurs - plus rouge dans les secteurs les plus homogènes et moins rouge près des cratères d'impact frais et au-dessus des arêtes ou hauteurs topographiques (par rapport à son centre de la gravité). Ces variations de couleurs sont probablement provoquées par l'exposition des matériaux de surface à l'environnement de l'espace, qui conduit à l'assombrissement et au rougissement. Des matériaux de surface plus lumineux et moins rouges ont été moins exposés à l'espace en raison de récents impacts ou d'éboulements du régolithe.

Crédit : NASA/JPL/University of Arizona

Avec une échelle de l'image d'environ 20 mètres/pixel, des dispositifs de 60 m ou plus grands peuvent être discernés. Les images ont été acquises à 5 heures 35 minutes d'intervalle, ainsi le Soleil était vers le haut à gauche dans la première image (à gauche) et vers la droite dans la seconde image. Bien que l'angle de vue soit semblable dans les deux images, les dispositifs de surface apparaissent très différents en raison des changements d'illumination.

http://hirise.lpl.arizona.edu/deimos.php

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La fusée Delta II emportant le vaisseau spatial chasseur de planètes Kepler s'est envolée à l'heure à 03h49 UTC le 07 Mars 2009 depuis le complexe de lancement 17-B de la station de l'Armée de l'Air de Cape Canaveral en Floride. Le lancement spectaculaire de nuit a suivi un compte à rebours sans heurt exempt de soucis techniques ou du fait de la météo.

Le but de la mission Kepler est de scruter une partie de l'espace pendant au moins trois ans et demi, à  la recherche de planètes rocheuses semblables à la nôtre. Le vaisseau spatial visera un secteur riche en étoiles comme notre Soleil, observant une diminution de la luminosité des étoiles lorsque des planètes se glissent dans l'espace entre.

"Kepler est un composant critique dans les larges efforts de la NASA pour au bout du compte trouver et étudier des planètes où les conditions comme la Terre peuvent être présentes," commente Jon Morse, le directeur de la Division d'Astrophysique au siège de la NASA à Washington. "Le recensement planétaires de Kepler sera très important pour comprendre la fréquence des planètes de taille de la Terre dans notre galaxie et prévoir de futures missions qui détectent directement et caractérisent de tels mondes autour d'étoiles voisines".

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La navette spatiale Mars Express de l'ESA a imagé la région enneigée de Rupes Tenuis sur le pôle Nord de Mars le 29 Juillet 2008.

Les images sont centrées vers 81° Nord et 297° Est et ont une résolution au sol de 41 m/pixel. Elles couvrent un secteur d'environ 44.000 km², presque aussi grand que les Pays-Bas.

Rupes Tenuis est située au bord sud de la calotte polaire Nord de Mars, à approximativement 5.500 kilomètres au nord-est de la région volcanique de Tharsis.

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

Actuellement, les calottes polaires contiennent le plus grand réservoir d'eau sur la planète rouge. Les récentes données de MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding) à bord de Mars Express ont révélé que les deux calottes polaires glaciaires sont de 3.5 kilomètres d'épaisseur.

L'épaisse calotte polaire de glace d'eau est recouverte d'une couche de glace de dioxyde de carbone qui a quelques centimètres à quelques décimètres d'épaisseur. Pendant les mois d'été les plus chauds, la majeure partie de la glace de dioxyde de carbone sublime directement pour se vaporiser, et s'échappe dans l'atmosphère, laissant les plus dures couches de glace.

Du matériel plus foncé, probablement de la poussière, est apporté par le vent, et de la neige et de la glace sont déposées dans les périodes plus froides. Cette interaction entre la sédimentation et la formation de glace forme les couches de dépôts polaires clairement visibles dans les images.

Une incision visible au centre en haut de l'image est de plus de 100 kilomètres de long. De telles incisions incurvées sont communes sur les bords des calottes polaires. Pourquoi de telle structures se forment n'est pas encore connu. Chasma Borealis, visible du côté droit, est une telle incision.

De petits monticules coniques ont été longtemps interprétés comme étant d'origine volcanique. Les nouvelles données suggèrent que certains des monticules peuvent être des restes d'un matériel plus ancien qui a recouvert le secteur plus tôt. Ce matériel peut avoir été plus résistant à l'érosion, formant les monticules.

http://www.esa.int/esaSC/SEMMQQCDNRF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Cassini a trouvé dans l'anneau G de Saturne une petite lune qui apparaît comme une faible tête d'épingle mobile de lumière. Les scientifiques croient que c'est une source principale de l'anneau G et de son unique arc d'anneau.

Les scientifiques d'imagerie de Cassini analysant les images acquises durant environ 600 jours ont trouvé la minuscule lune, d'un demi kilomètre de diamètre, incorporée dans un anneau partiel, ou arc d'anneau, précédemment trouvé par Cassini dans le ténu anneau G de Saturne.

Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

S/2008 S 1 orbite dans l'anneau G de Saturne dans la région entre Saturne X/XI (Janus/Epimetheus) et Saturne I (Mimas).

La découverte a été annoncée dans une circulaire de l'Union Astronomique Internationale (IAUC 9023). Des images peuvent être trouvées aux adresses http://ciclops.org, http://saturn.jpl.nasa.gov, and http://www.nasa.gov/cassini

"Avant Cassini, l'anneau G était le seul anneau poussiéreux qui n'était pas clairement associé à une lune connue, ce qui le rendait étrange," commente Matthew Hedman, associé à l'équipe d'imagerie de Cassini à l'Université de Cornell à Ithaca, N.Y. "La découverte de cette petite lune, avec d'autres données de Cassini, devrait nous aider à donner un sens à cet anneau précédemment mystérieux."

Les anneaux de Saturne ont été nommés dans l'ordre de leurs découvertes. En allant vers l'extérieur : D, C, B, A, F, G et E. L'anneau G est l'un des anneaux diffus les plus externes. Dans l'anneau faible G il y a un relativement lumineux et étroit arc de matériel d'anneau de 250 kilomètres de large, qui s'étend sur 150.000 kilomètres, soit sur un sixième de la circonférence de l'anneau. La petite lune se déplace dans cet arc d'anneau. Les mesures précédentes de Cassini de plasma et de poussières ont indiqué que cet anneau partiel peut être produit à partir de particules relativement grandes et glaciales incrustées dans l'arc, telles que cette petite lune.

Les scientifiques ont imagé la petite lune le 15 août 2008, et puis ont confirmé sa présence en la trouvant dans deux images prises plus tôt. Ils ont depuis vu la petite lune en de multiples occasions, récemment le 20 février 2009. La petite lune est trop petite pour être résolue par les appareils-photo de Cassini, aussi sa taille ne peut pas être mesurée directement. Cependant, les scientifiques de Cassini ont estimé la taille de la petite lune en comparant son éclat à une autre petite lune de Saturne, Pallene.

Hedman et ses collaborateurs ont également constaté que l'orbite de la petite lune est perturbée par la plus grande et voisine lune Mimas, qui est responsable du maintien de l'arc d'anneau.

Ceci porte à trois le nombre d'arcs d'anneau de Saturne avec des petites lunes incorporées trouvées par Cassini. La nouvelle petite lune peut ne pas être seule dans l'arc d'anneau G. Les mesures précédentes avec d'autres instruments de Cassini ont impliqué l'existence d'une population de particules, s'étendant probablement en taille de 1 à 100 mètres de large. "Les impacts de météorites dans, et les collisions entre, ces corps et la petite lune pourraient libérer de la poussière pour former l'arc," ajoute Hedman.

Carl Murray, membre de l'équipe d'imagerie de Cassini et professeur à Queen Mary, Université de Londres, ajoute, "La découverte de la lune et la perturbation de sa trajectoire par la lune voisine Mimas soulignent l'association étroite entre les lunes et les anneaux que nous voyons dans tout le système de Saturne. Si tout va bien, nous apprendrons à l'avenir plus sur la façon dont de tels arcs se forment et interagissent avec leurs corps parents."

Au début de l'année prochaine, l'appareil-photo de Cassini jetera un coup d'œil plus attentif à l'arc et à la petite lune. On s'attend à ce que la mission Equinox de Cassini, une prolongation de la mission originale de quatre ans, continue jusqu'à l'automne 2010.

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20090303/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Même si ce sont les objets les plus grands et les plus largement dispersés dans l'Univers, les galaxies se cognent dans la nuit. Le télescope spatial Hubble a photographié un grand nombre de paires de galaxies en collision. Comme les flocons de neige, il n'y a pas deux exemples exactement semblables. C'est l'une des plus saisissantes images de galaxies en collision à ce jour.

A première vue, on dirait qu'une plus petite galaxie a été capturée dans un combat entre une paire de lutteurs Sumo de galaxies elliptiques. La galaxie malchanceuse et mutilée a pu autrefois ressembler plus à notre Voie Lacté, une galaxie en forme de soleil. Mais maintenant qu'elle est prise dans une Cuisine cosmique, ses lignes de poussières sont étirées et déformées par l'attraction de la pesanteur. A la différence des galaxies elliptiques, la spirale est riche en poussières et en gaz pour la formation de nouvelles étoiles. C'est le destin de la galaxie spirale d'être étirée comme de la barbe à papa, puis avalée par la paire de galaxies elliptiques. Cela déclenchera une tempête de création de nouvelles étoiles. S'il y a des astronomes sur des planètes dans ce groupe de galaxies, ils seraient aux premières loges pour voir une série de naissance d'étoiles se déroulant sur de nombreux millions d'années à venir. Finalement, les elliptiques devraient fusionner également, créant une seule super galaxie de nombreuses fois plus grande que notre Voie Lactée. Ce trio fait partie d'un amas serré de 16 galaxies, beaucoup d'entre elles étant des galaxies naines. L'amas de galaxies est appelé Hickson Compact Group 90 et se trouve à environ 100 millions d'années-lumière dans la direction de la constellation du Poisson austral, Piscis Austrinus.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2009/10/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En utilisant le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, les astronomes ont acquis de précieuses nouvelles connaissances sur l'atmosphère de la planète naine Pluton. Les scientifiques ont trouvé de façon inattendue de grandes quantités de méthane dans l'atmosphère, et ont également découvert que l'atmosphère est plus chaude que la surface d'environ 40 degrés, même si elle n'atteint seulement qu'un frigide moins 180 degrés Celsius. Ces propriétés de l'atmosphère de Pluton peuvent être dues à la présence de zone de méthane pur ou d'une couche riche en méthane qui recouvre la surface de la planète naine.

"Avec beaucoup de méthane dans l'atmosphère, il devient clair pourquoi l'atmosphère de Pluton est très chaude», commente Emmanuel Lellouch, auteur principal du document de présentation des résultats.

Pluton, qui est environ d'un cinquième de la superficie de la Terre, est composée principalement de roches et de glace. Comme elle est environ 40 fois plus loin du Soleil que la Terre, en moyenne, c'est un monde très froid avec une température de surface de l'ordre de moins 220 degrés Celsius!

Il est connu depuis les années 1980 que Pluton a également une atmosphère ténue [1], qui se compose d'une mince enveloppe d'azote principalement, avec des traces de méthane, et probablement de monoxyde de carbone. Comme Pluton s'éloigne du Soleil, au cours de sa période orbitale de 248 années, son atmosphère gèle peu à peu et tombe au sol. Dans les périodes où elle est plus proche du Soleil - comme elle l'est maintenant - la température de la surface solide de Pluton augmente, entraînant la sublimation de la glace en gaz.

Jusqu'à récemment, seules les parties supérieures de l'atmosphère de Pluton pouvaient être étudiées. En observant des occultations stellaires (ESO 21/02), un phénomène qui se produit quand un corps du Système solaire bloque la lumière d'une étoile de fond, des astronomes ont pu démontrer que la haute atmosphère de Pluton était d'environ 50 degrés plus chaude que la surface, ou de moins 170 degrés Celsius. Ces observations ne pouvaient pas faire la lumière sur la température et la pression atmosphérique à proximité de la surface de Pluton. Mais fait unique, de nouvelles observations faites avec l'instrument CRIRES (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph), rattaché au VLT, ont révélé que l'atmosphère dans son ensemble, et pas seulement les couches supérieures de l'atmosphère, a une température moyenne de moins 180 degrés Celsius, et qu'elle est en effet "plus chaude" que la surface.

Contrairement à l'atmosphère de la Terre [2], la plupart, si ce n'est pas la totalité, de l'atmosphère de Pluton fait donc l'objet d'une inversion de température: la température est plus élevée, la plus élevée dans l'atmosphère est celle que vous regardez. Le changement est d'environ 3 à 15 degrés par kilomètre. Sur Terre, dans des circonstances normales, la température diminue dans l'atmosphère d'environ 6 degrés par kilomètre.

"Il est fascinant de penser que, avec CRIRES, nous sommes capable de mesurer précisément les traces d'un gaz dans une atmosphère 100.000 fois plus faible que celle de la Terre, sur un objet cinq fois plus petit que notre planète et situé à la lisière du Système solaire," note le co-auteur Hans-Ulrich Käufl. "La combinaison de CRIRES et du VLT est presque comme avoir un satellite de recherche atmosphérique avancée en orbite autour de Pluton.

La raison pour laquelle la surface de Pluton est si froide est liée à l'existence de l'atmosphère de Pluton, et est due à la sublimation de la glace de surface; un peu comme la transpiration rafraîchit le corps lorsqu'elle s'évapore de la surface de la peau, cette sublimation a un effet de refroidissement sur la surface de Pluton. A cet égard, Pluton partage certaines propriétés avec les comètes, dont la chevelure et la queue résultant de la sublimation de la glace à l'approche du Soleil.

Les observations avec CRIRES indiquent également que le méthane est le deuxième plus courant gaz dans l'atmosphère de Pluton, ce qui représente un demi pour cent des molécules. "Nous avons pu montrer que ces quantités de méthane jouent un rôle crucial dans le processus de réchauffement dans l'atmosphère et peut expliquer la température atmosphérique élevée", explique Lellouch.

Deux modèles différents peuvent expliquer les propriétés de l'atmosphère de Pluton. Dans le premier, les astronomes supposent que la surface de Pluton est recouverte d'une mince couche de méthane, qui inhibe la sublimation de l'azote gelé. Le deuxième scénario invoque l'existence de zones de méthane pur sur la surface.

"La discrimination entre les deux demandera une étude plus approfondie de Pluton lorsqu'elle s'éloigne du Soleil", explique Lellouch. "Et, bien entendu, la sonde New Horizons de la NASA nous fournira également des indices lorsqu'elle atteindra la planète naine en 2015."

Notes

[1] La pression atmosphérique sur Pluton est seulement d'environ un cent millième de celle sur la Terre, soit environ 0.015 millibars.

[2] Habituellement, l'air près de la surface de la Terre est plus chaud que l'air au-dessus de lui, surtout parce que l'atmosphère est rechauffée par le dessous lorsque le rayonnement solaire réchauffe la surface de la Terre, qui, à son tour, réchauffe la couche de l'atmosphère au-dessus d'elle directement. Sous certaines conditions, cette situation est inversée de sorte que l'air est plus froid près de la surface de la Terre. Les météorologues appellent cela une couche d'inversion, et elle peut provoquer l'accumulation de smog.

Référence :

E. Lellouch et al. 2009, A&A, Pluto's lower atmosphere structure and methane abundance from high-resolution spectroscopy and stellar occultations.
L'équipe est composée de E. Lellouch, B. Sicardy, et C. de Bergh (Observatoire de Paris, France), H.-U. Käufl (ESO), S. Kassi et A. Campargue (Université Joseph Fourier, France).

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-08-09.html 

http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/mar09/pluto.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe de chercheurs européens (1), conduite par Claire Moutou chargée de recherche au CNRS au Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM-OAMP, CNRS-INSU/ Université de Provence), a observé un transit de planète extrasolaire d'une nature exceptionnelle. L'événement était prédit pour être, si la géométrie du transit le permettait, visible entre le 13 et le 15 février 2009 à travers le monde, et de nombreuses équipes ont tenté leur chance... A l'Observatoire de Haute Provence, cette équipe a ainsi observé et surtout caractérisé le transit par deux méthodes d'observation complémentaires et indépendantes, par photométrie et par spectroscopie.

L'étoile HD 80606 dans la constellation de la Grande Ourse présente la double particularité d'une part d'appartenir à un système d'étoiles doubles, et d'autre part d'être le soleil d'une exoplanète très excentrique. L'orbite de cette planète est très allongée, au point qu'elle passe au plus près de son étoile à 3% de la distance Terre-Soleil, et au plus loin, à 87% de cette distance. C'est une planète géante, quatre fois plus massive que Jupiter, qui tourne autour de son étoile en 111 jours.

Cette planète a été découverte en 2001 à l'Observatoire de Haute-Provence (INSU-CNRS) avec le spectrographe Elodie. Récemment, une équipe américaine annonçait le passage de la planète exactement derrière son étoile, au moment du périastre (point le plus proche entre la planète et l'étoile). Cette configuration particulière est extrêmement rare et cette première découverte fit grand bruit dans la communauté des scientifiques intéressés par les exoplanètes. L'étude américaine avait alors pu prévoir le moment où la planète passerait devant son étoile, tout en signalant qu'il n'y avait qu'une chance sur 10 environ pour que l'alignement nécessaire se produise également.

C'est cette observation qu'a menée une équipe de scientifiques européenne à l'Observatoire de Haute-Provence, le 14 février 2009. Ce jour-là, fête de la Saint-Valentin, "le soleil a eu rendez-vous avec son exoplanète", et le transit planétaire a été détecté sans ambigüité, à la fois par  photométrie et par spectroscopie.
En effet, cette détection a été faite avec le spectrographe SOPHIE (2) installé au foyer du télescope de 1,93 m en mesurant la distorsion des raies spectrales. Simultanément la caméra photométrique du télescope de 1,20 m, en mesurant la lumière émise par l'étoile HD 80606, détectait le passage de l'ombre de l'exoplanète devant le disque de son soleil ce qui a permis d'en mesurer le rayon, qui est de 0,86 fois celui de Jupiter pour une exoplanète ayant 4 fois la masse de notre planète géante.

Les planètes en transit sont ainsi étudiées plus finement que la majorité des autres exoplanètes, car elles permettent d'avoir accès à la mesure de leur rayon et de leur masse, de façon indépendante. Actuellement, sur les 340 exoplanètes connues seules 50 ont pu être caractérisées grâce à ces deux méthodes de détection.
La plupart des exoplanètes en transit connues à ce jour ont une période orbitale inférieure à 5 jours, et la proximité de l'étoile rend leur environnement extrême. "Avec cette nouvelle détection à l'Observatoire de Haute-Provence, le record de période des planètes à transit passe de 21 jours à 111 jours!  C'est un saut important, qui permet de mieux estimer l'impact de l'irradiation stellaire dans la structure des planètes géantes et le rôle de la migration dans son évolution" précise Claire Moutou. Les saisons sur cette exoplanète ressemblent à des étés courts et brûlants, suivis d'hivers infiniment longs et glacés.

Les astronomes qui ont mené cette étude s'estiment très chanceux : la probabilité géométrique qu'une telle planète soit alignée de sorte que nous la voyions passer exactement devant son étoile était inférieure à 1 % ! L'annonce de la découverte est en cours de publication et les chercheurs se préparent à poursuivre les études sur ce système exceptionnel. Un nouveau rendez-vous entre la planète et l'étoile est prévu le 5 juin, pour lequel les astronomes essaieront d'être présents avec des télescopes spatiaux pour affiner considérablement ce résultat.

Notes

1 - L'équipe scientifique est constituée de : Claire Moutou, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille/Observatoire Astronomique de Marseille Provence, (UMR, CNRS-INSU & Université de Provence) ; Guillaume Hébrard, Isabelle Boisse, Alfred Vidal-Madjar, Institut d'Astrophysique de Paris, (UMR, CNRS-INSU, Université de Paris 6) ; François Bouchy, IAP/Observatoire de Haute Provence (CNRS-INSU) ; Anne Eggenberger, Xavier Bonfils, Xavier Delfosse, Morgan Desort, David Ehrenreich, Thierry Forveille, Anne-Marie Lagrange, Christian Perrier, Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble/Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble (UMR, CNRS-INSU, Université Joseph Fourier) ; Didier Gravallon, Observatoire de Haute Provence (CNRS-INSU) • Frédéric Pont, Université d'Exeter, Grande-Bretagne ; Nuno Santos, Porto, Portugal ; Christophe Lovis, Michel Mayor, Francesco Pepe, Didier Queloz, Stéphane Udry, Damien Ségransan, Observatoire de Genève, Suisse.

2 - Le spectrographe SOPHIE de l'OHP a été réalisé grâce au financement de l'Institut National des Sciences de l'Univers et du Conseil Régional Provence-Alpes-Côte d'Azur.

Source : INSU/CNRS http://tinyurl.com/b39ozy

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La première mission de la Chine vers la Lune s'est terminée le 01 Mars 2009 lorsque le vaisseau spatial a quitté son orbite et s'est écrasé sur la surface lunaire, comme prévu.

Chang'e-1 a percuté la surface de la Lune à 08h13 UTC juste au sud de l'équateur, à la latitude de 1,50 degré Sud et à la longitude de 52,36 degrés Est, selon les officiels chinois. Chang'e-1 a commencé à réduire sa vitesse à 07h36 UTC sous le contrôle à distance des deux stations de Qingdao dans l'est de la Chine et de Kashi au nord-ouest de la Chine.

Le vaisseau spatial, première mission de la Chine vers la Lune, a été lancé le 24 0ctobre 2007 et s'est placé en orbite autour de la Lune le mois suivant pour une mission programmée d'un an qui a été prolongée par la suite. Les instruments du vaisseau spatial ont renvoyé vers la Chine un mois plus tard la première carte complète de la surface lunaire.

http://news.xinhuanet.com/english/2009-03/01/content_10923205.htm

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