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Aujourd'hui, l'ESO dévoile une image de Gum 19, une nébuleuse peu lumineuse, peu connue, dont une moitié apparaît sombre et l'autre brillante lorsqu'on l'observe dans l'infrarouge. D'un côté, l'hydrogène gazeux chaud est illuminé par une étoile supergéante bleue appelée V391 Velorum. La formation de nouvelles étoiles se situe dans le « ruban » de matière sombre et de matière lumineuse qui entoure, sur cette image, le côté gauche de V391 Velorum. Après plusieurs milliers d'années, ces jeunes étoiles, combinées à la fin explosive de V391 Velorum en supernova, vont probablement modifier le « visage » de Gum 19 dont l'apparence actuelle évoque Janus.

La région de formation d'étoiles Gum 19. - Crédit : ESO

Gum 19 se trouve dans la direction de la constellation des Voiles à environ 22 000 années-lumière de la Terre. Gum 19 tient son nom d'un article de 1955, écrit par l'astrophysicien australien Colin S. Gum, qui a servi de premier relevé significatif des régions communément appelées « régions HII » (lire H – deux) du ciel austral. HII fait référence à l'hydrogène gazeux qui est ionisé, c'est à dire énergisé jusqu'au point où les atomes d'hydrogène perdent leurs électrons. De telles régions émettent la lumière dans des longueurs d'onde (ou couleurs) bien définies, donnant ainsi à ces nuages cosmiques leur rayonnement caractéristique.  Et en fait, tels des nuages terrestres, les formes et les textures de ces régions HII changent avec le temps, même si cette métamorphose, au lieu de se passer sous nous yeux, se déroule sur des éternités.  Pour le moment, Gum 19 a un air de science-fiction, comme s'il y avait sur cette image « une déchirure dans l'espace-temps », avec une bande brillante étroite et presque verticale fendant la nébuleuse d'un bout à l'autre. Son aspect fait également penser à un poisson-ange (ou scalaire) à deux teintes ou encore à une flèche à la pointe obscurcie.

Cette nouvelle image de cet objet évocateur qu'est Gum 19, a été réalisée par un instrument infrarouge appelé SOFI, installé sur le télescope NTT (New Technology Telescope) de l'ESO à l'Observatoire de La Silla au Chili. Le nom de SOFI vient de « Son of ISAAC » (Fils d'ISAAC), du nom de l'instrument « père », ISAAC, installé sur le VLT de l'ESO à l'Observatoire de Paranal au nord de La Silla. En observant cette nébuleuse dans l'Infrarouge, les astronomes peuvent enfin voir à travers une bonne partie de la poussière.

Le fourneau qui alimente le rayonnement de Gum 19 est une gigantesque étoile extrêmement chaude appelée V391 Velorum. Elle brille de manière plus intense dans la gamme bleue, très chaude, de la lumière visible - V391 Velorum affiche une température de surface aux alentours de 30 000 degrés Celsius. Cette étoile massive a cependant  une nature capricieuse et est par conséquent classée parmi les étoiles variables. La luminosité de V391 Velorum peut varier soudainement suite à une forte activité pouvant inclure des éjections de coquilles de matière, qui contribuent à la composition et à l'émission de lumière de Gum 19.

Les étoiles, à l'échelle gigantesque de V391 Velorum, ne brûlent pas de manière aussi brillante pendant très longtemps, et après une vie relativement courte d'environ dix millions d'années, ces titans explosent en supernovae. Ces explosions, dont l'intensité lumineuse  rivalise temporairement avec celle de galaxies entières, propulsent de la matière chauffée dans l'espace environnant, un événement qui peut changer radicalement la couleur et la forme des nébuleuses qui les hébergent. Ainsi, l'agonie de V391 Velorum pourrait bien laisser Gum 19 méconnaissable.

Dans le voisinage de cette supergéante agitée, de nouvelles étoiles continuent néanmoins à se développer. Les régions HII indiquent les lieux de formation stellaire active où de grandes quantités de gaz et de poussière ont commencé à s'effondrer sous l'effet de leur propre gravité. Dans plusieurs millions d'années – le temps d'un simple clin d'œil au regard du temps cosmique – le cœur de ces blocs de matière qui se condensent atteindra finalement une densité suffisamment grande pour enclencher les réactions de fusion nucléaire. Ce nouveau déversement d'énergie et les vents stellaires de ces nouvelles étoiles modifieront également le paysage gazeux de Gum 19.

Source ESO : http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-14-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image de l'Observatoire de rayons X Chandra et du télescope spatial Spitzer montre les restes poussiéreux d'une étoile effondrée. La poussière file et englouti une famille voisine d'étoiles. Les scientifiques pensent que les étoiles dans l'image font partie d'un amas stellaire dans lequel une supernova a éclaté. Le matériel éjecté dans l'explosion souffle maintenant auprès de ces étoiles à des vitesses élevées.

Crédit : X-ray: NASA/CXC/SAO/T.Temim et al.; IR: NASA/JPL-Caltech

L'image composée de G54.1+0.3 montre les rayons X de Chandra en bleu, et les données de Spitzer en vert (infrarouge de plus courte longueur d'onde) et rouge-jaune (infrarouge de plus longue longueur d'onde). La source blanche près du centre de l'image est une dense étoile à neutrons tournant rapidement, ou "pulsar", laissé après l'explosion de supernova. Le pulsar produit un vent des particules de grande énergie -- vu dans les données de Chandra -- qui s'étend dans l'environnement, illuminant le matériel éjecté dans l'explosion de supernova.

La coquille infrarouge qui entoure le vent de pulsar se compose du gaz et de la poussière qui se sont condensé en dehors des débris de la supernova. Lorsque la poussière froide s'étend dans les environs, elle est réchauffée et illuminée par les étoiles dans l'amas de sorte qu'elle est observable dans l'infrarouge. La poussière la plus proche des étoiles est la plus chaude et est vue rayonner en jaune dans l'image. Une partie de la poussière est également réchauffée par le vent du pulsar en expansion lorsqu'il rencontre le matériel dans la coquille.

L'environnement unique dans lequel cette supernova a éclaté permet aux astronomes d'observer la poussière condensée de la supernova qui est habituellement trop froide pour émettre dans l'infrarouge. Sans la présence de l'amas stellaire, il ne serait pas possible d'observer cette poussière jusqu'à ce qu'elle soit activée et réchauffée par une onde choc de la supernova. Cependant, l'action même d'un tel choc réchauffant détruirait plusieurs des particules plus petites de poussière. Dans G54.1+0.3, les astronomes observent la poussière primitive avant une telle destruction.

http://www.chandra.harvard.edu/photo/2010/g541/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Don Machholz rapporte sa découverte visuelle d'une comète diffuse avec un diamètre de coma d'environ 2' (D.C = 2), au moyen d'un télescope de 0,47 m f/4,8 (77x) à son domicile de Colfax, Californie, Etats-Unis, au cours de son programme de recherche de comète le 23 Mars 2010. La comète a été observée pendant seulement environ 20 minutes en raison du recul du crépuscule et aucun mouvement n'a été détecté. Machholz a retrouvé la comète d'aspect similaire (la magnitude alors donnée comme 11,5-12) le matin du 26 Mars, indiquant qu'elle se déplace rapidement en direction du Soleil. Machholz avait recherché un total de 607 heures depuis sa découverte précédente de C/2004 Q2 le 27 août 2004 (cf. IAUCs 8394, 8395).

Après publication sur la page web NEOCP du Minor Planet Center, trois amateurs japonais ont apporté la confirmation de la nouvelle comète. Y. Ikari (Moriyama, Shiga-ken, télescope de 0,26 m + CCD) rapporte un diamètre de coma de 0,5'. K. Kadota (Ageo, Saitama-ken, télescope de 0,25 m + CCD) constate que ses images prises à travers les nuages montrent que l'objet était diffus (diamètre de coma de 1,5') avec une condensation centrale et aucune queue. K. Yoshimoto (Yamaguchi-ken, télescope de 0,25 m) signale qu'une observation visuelle donne une magnitude totale de 11,0 et un diamètre de coma de 1,3' (D.C = 3) le 26,830 Mars UT.

La dernière découverte visuelle d'une comète remonte à près de 4 ans, avec la découverte par David Levy de la comète P/2006 T1.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 F4 (Machholz) indiquent un passage au périhélie le 10 Avril 2010 à une distance d'environ 0,5 UA du Soleil. (IAUC 9132)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 06 Avril 2010 à une distance d'environ 0,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F99.html (MPEC 2010-F99)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010F4.html

Histoire de la découverte : http://bit.ly/9rq7DO

Les Grands Chasseurs de Comètes 

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes savent depuis longtemps que dans de nombreux sondages de l'Univers très lointain, une fraction importante de l'ensemble de la lumière intrinsèque n'est pas observée. Maintenant, grâce à un relevé extrêmement profond, réalisé avec deux des quatre télescopes géants de 8,2 mètres de diamètre du très grand télescope (VLT) de l'ESO et d'un filtre unique fait sur mesure, les astronomes ont déterminé qu'une grande fraction des galaxies dont la lumière met plus de 10 milliards d'années à nous parvenir n'a pas été découverte. Ce relevé a également permis de découvrir quelques-unes des galaxies les moins lumineuses jamais observées à cette période précoce de l'Univers.

Le champ GOODS-Sud - Crédit : ESO/M. Hayes

Les astronomes utilisent fréquemment les caractéristiques bien spécifiques de « l'empreinte digitale » de la lumière émise par l'hydrogène - connue sous le nom de raie de Lyman alpha - pour mesurer la quantité d'étoiles formées dans l'Univers lointain [1]. Toutefois, ils ont vite suspecté que de nombreuses galaxies lointaines passaient au travers des mailles du filet de ces grands relevés. Un nouveau relevé réalisé avec le VLT vient pour la première fois de démontrer que c'est exactement ce qui se passe. La majorité de la lumière Lyman alpha reste piégée dans la galaxie à l'origine de son émission et 90% des galaxies n'apparaissent pas dans les relevés utilisant la raie Lyman alpha.

« Les astronomes ont toujours su qu'ils perdaient une certaine fraction des galaxies dans les grands relevés centrés sur le rayonnement de la raie Lyman alpha », explique Matthew Hayes, le premier auteur de l'article scientifique publié cette semaine dans Nature, « mais pour la première fois nous en avons maintenant une mesure. La quantité de galaxies « manquées » est substantielle. »

Pour estimer quelle quantité de lumière passe inaperçue, Hayes et son équipe ont utilisé la caméra FORS sur le VLT et un filtre à bande étroite [2], spécialement conçu pour mesurer ce rayonnement, en suivant la méthode employée habituellement dans grands relevés de ce type. Puis, à l'aide de la nouvelle caméra HAWK-I, en service sur un autre télescope du VLT, ils ont observé la lumière émise par cette même région du ciel dans une longueur d'onde différente, correspondant également à un rayonnement de l'hydrogène et connue sous le nom de raie H-alpha. Ils ont observé spécifiquement des galaxies dont la lumière a voyagé 10 milliards d'années (redshift 2.2 [3]),dans une région du ciel bien étudiée, connue sous le nom de champ GOODS – Sud.

"C'est la première fois que nous observons une partie du ciel de manière aussi profonde dans le rayonnement de la lumière émise par l'hydrogène dans ces deux longueurs d'onde très spécifiques et cela s'avère fondamental, » précise Goran Östlin,  un  des membres du groupe. Le relevé était extrêmement profond et a permis de dévoiler quelques-unes des galaxies se révélant être parmi les moins lumineuses à cette époque précoce de l'évolution de l'Univers. Les astronomes ont ainsi pu arriver à la conclusion que les relevés traditionnels utilisant le rayonnement Lyman alpha ne voient qu'une infime partie de la totalité de lumière produite, car la plupart des photons Lyman alpha est détruite par l‘interaction avec les nuages de gaz et de poussière interstellaires. Cet effet est considérablement plus significatif pour le rayonnement Lyman alpha que pour le rayonnement H-alpha. Le résultat montre que de nombreuses galaxies, en quantité très importante puisqu'atteignant les 90%, restent invisibles pour ces grands relevés. « Si nous voyons dix galaxies à un endroit, il est en fait possible qu'il y en ait cent » précise Matthew Hayes.

Des méthodes d'observation différentes, ciblant la lumière émise dans des longueurs d'onde  différentes, ne conduiront qu'à des visions partielles de l'Univers. Les résultats de cette étude constituent un avertissement pour les cosmologistes, dans la mesure où la signature de la raie Lyman alpha devient un outil de plus en plus utilisé pour étudier les toutes premières galaxies formées dans l'histoire de l'Univers. « Maintenant que nous connaissons le pourcentage de lumière manquante, nous pouvons commencer à élaborer de bien meilleures représentations de l'Univers, car nous pouvons  comprendre avec quelle rapidité les étoiles se sont formées aux différents stades de l'évolution de l'Univers, » ajoute Miguel Mas-Hesse, co-auteur de l'article.

Cette avancée majeure a été possible grâce à la qualité exceptionnelle de la caméra utilisée. HAWK-I, qui a vu sa « première lumière » en 2007 est un instrument à la pointe de la technologie. "Il n'y a que quelques caméras en service qui disposent d'un champ de vue plus grand que HAWK-I mais elles se trouvent sur des télescopes dont la taille est inférieure à la moitié de celle du VLT. C'est pourquoi le couple VLT/HAWK-I est le seul capable d'une telle efficacité dans la recherche de galaxies aussi peu lumineuses situées à de si grandes distances", précise Daniel Schaerer.

Notes

[1] La lumière Lyman alpha correspond à l'émission d'atomes d'hydrogène excité (plus spécifiquement à l'énergie émise par un électron lorsqu'il retombe du premier niveau excité sur le niveau fondamental de l'atome). Cette lumière est émise dans l'ultraviolet à 121.6nm. La raie dite Lyman alpha est la première d'une série appelée série de Lyman d'après son découvreur Théodore Lyman.
La série dite de Balmer, du nom de Johann Balmer, correspond aussi à la lumière émise par l'atome d'hydrogène excité. Dans ce cas, l'électron tombe sur le premier niveau excité. La première raie de cette série est la raie H-alpha émise à la longueur d'onde 656.3nm. Comme la plupart des atomes d'hydrogène présents dans une galaxie se trouvent au niveau fondamental, le rayonnement Lyman alpha est absorbé beaucoup plus efficacement que celui de H-alpha, qui requiert des atomes ayant un électron au second niveau. Etant donné que cela est plutôt rare dans l'hydrogène froid interstellaire baignant les galaxies, le gaz est presque parfaitement transparent au rayonnement H-alpha.

[2] Un filtre à bande étroite est un filtre optique destiné à n'admettre qu'une étroite fenêtre de lumière centrée sur une longueur d'onde spécifique. Les filtres traditionnels à bande étroite sont centrés sur les raies de la série de Balmer telle H-alpha.

[3] En raison de l'expansion de l'Univers, la lumière d'un objet distant est décalée vers la partie rouge du spectre électromagnétique proportionnellement à sa distance. Cela signifie que sa lumière se décale vers de plus grandes longueurs d'onde. Un décalage vers le « rouge » de 2.2 – ce qui correspond aux galaxies dont la lumière a mis environ dix milliards d'années pour nous parvenir- signifie que la lumière est étirée d'un facteur 3,2. Ainsi, le rayonnement Lyman alpha est alors observé à environ 390 nm, une longueur d'onde proche du domaine visible du spectre de la lumière et peut être observé par l'instrument FORS sur le VLT de l'ESO, alors que la raie H-alpha est décalée vers les 2,1 microns, dans le proche infrarouge. Elle peut alors être observée avec l'instrument HAWK-I sur le VLT.

Plus d'informations

Ce travail a été présenté dans un article à paraître dans la revue NATURE (“Escape of about five per cent of Lyman-a photons from high-redshift star-forming galaxies”, by M. Hayes et al.).

L'équipe est composée de Matthew Hayes, Daniel Schaerer et Stéphane de Barros (Observatoire Astronomique de l'Université de Genève, Suisse), Göran Östlin et Jens Melinder (Stockholm University, Suede), J. Miguel Mas-Hesse (CSIC-INTA, Madrid, Espagne), Claus Leitherer (Space Telescope Science Institute, Baltimore, USA), Hakim Atek et Daniel Kunth (Institut d'Astrophysique de Paris, France), et Anne Verhamme (Oxford Astrophysics, Royaume Uni).

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

Liens

L'article scientifique

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-13-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Jim V. Scotti (LPL) a découvert une nouvelle comète le 20 Mars 2010 dans le cadre du Spacewatch survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par A. Boattini (Mt. Lemmon Survey), P. R. Holvorcem et M. Schwartz (Tenagra II Observatory), W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), K. Hills (RAS Observatory, Moorook), D. Abreu (ESA Optical Ground Station, Tenerife), et P. Birtwhistle (Great Shefford).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 F3 (Scotti) indiquent un passage au périhélie le 02 Novembre 2010 à une distance d'environ 5,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F67.html (MPEC 2010-F67)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 04 Août 2010 à une distance d'environ 5,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10L23.html (MPEC 2010-L23)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010F3.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Pour la première fois, des astronomes ont réalisé des mesures directes de la taille et de la luminosité de régions où naissent les étoiles dans une galaxie très lointaine, grâce à une découverte fortuite avec le télescope APEX. Cette galaxie est si lointaine et sa lumière a mis tellement de temps à nous parvenir, que nous la voyons telle qu'elle était il y a 10 milliards d'années. Une lentille gravitationnelle cosmique grossit cette galaxie, nous en donnant une vue en gros plan impossible à obtenir autrement. Ce phénomène chanceux révèle une trépidante et vigoureuse activité de formation d'étoiles dans les galaxies de l'Univers jeune avec des nurseries stellaires se formant cent fois plus rapidement que dans les galaxies plus récentes. Cette recherche est publiée en ligne aujourd'hui dans le journal Nature.

Des astronomes étaient en train d'observer un amas massif de galaxies [1] avec le télescope APEX (Atacama Pathfinder Experiment), utilisant les longueurs d'onde submillimétriques, quand ils ont découvert une nouvelle galaxie d'une luminosité peu commune, plus éloignée que l'amas. C'est la galaxie très lointaine la plus lumineuse jamais observée dans les ondes submillimétriques. Elle est si lumineuse parce que les grains de poussière cosmique de la galaxie rayonnent après avoir été chauffés par le rayonnement des étoiles. Cette nouvelle galaxie a été nommée SMM J2135-0102.

«Nous avons été stupéfaits de trouver un objet étonnamment lumineux qui n'était pas à l'endroit attendu. Nous avons vite réalisé qu'il s'agissait une galaxie plus distante et inconnue jusqu'à présent, grossie par l'amas de galaxies plus proche » déclare Carlos De Breuk de l'ESO, un des membres de l'équipe. Carlos De Breuk était en train d'observer avec le télescope APEX sur le plateau de Chajnantor à une altitude de 5000 mètres dans les Andes chiliennes.

Cette nouvelle galaxie SMM J2135-0102 est lumineuse à ce point du fait de l'amas massif de galaxies situé au premier plan. L'énorme masse de cet amas courbe la lumière de la galaxie plus distante, agissant comme une lentille gravitationnelle [2]. Comme avec un télescope, il grossit et éclaircit notre vision de la galaxie lointaine. Grâce à un alignement fortuit de l'amas et de la galaxie lointaine, cette dernière est fortement grossie, d'un facteur 32.

« Le grossissement dévoile cette galaxie avec des détails jamais obtenus précédemment, même si elle est si éloignée qu'il a fallu environ 10 milliards d'années à sa lumière pour nous atteindre, » explique Mark Swinbank de l'Université de Durham, premier auteur de l'article présentant cette découverte. « Grâce à des observations renouvelées avec le télescope Submillimeter Array, nous avons été capables d'étudier avec une grande précision les nuages où les étoiles se forment dans la galaxie. »

Ce grossissement signifie que la formation stellaire peut être identifiée dans la galaxie, jusqu'à une échelle de seulement quelques années-lumière – pratiquement en dessous de la taille des nuages géants de la Voie Lactée. Pour voir ce niveau de détail sans l'aide de la lentille gravitationnelle, il faudrait de futurs télescopes comme ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), qui est actuellement en construction sur le même plateau qu'APEX. Cette découverte fortuite a donc déjà donné un aperçu aux astronomes de la science qu'il sera possible de faire d'ici quelques années.

Ces « fabriques d'étoiles » ont une taille semblable à celles que l'on trouve dans la Voie Lactée, mais elles sont cent fois plus lumineuses, laissant penser que la formation stellaire dans les premiers temps de la vie de ces galaxies est un processus beaucoup plus vigoureux que celui que l'on trouve habituellement dans les galaxies situées plus près de nous dans le temps et dans l'espace. Par de nombreux points, ces nuages ressemblent plus aux cœurs les plus denses des nuages de formation stellaire de notre Univers proche.

«Nous estimons que SMM J2135-0102 produit des étoiles à un taux équivalent à environ 250 Soleils par an, » déclare Carlos De Breuk. « La formation stellaire dans ses grands nuages de poussière est différente de celle que l'on voit dans notre Univers proche, mais nos observations suggèrent également que nous devrions être capables d'utiliser une physique sous-jacente similaire pour les nurseries stellaires les plus denses des galaxies proches afin de comprendre la naissance des étoiles dans ces galaxies plus lointaines. »

Notes

[1] Les amas de galaxies sont parmi les objets les plus massifs de l'Univers, assemblés et maintenus par la gravité. Ils comprennent des centaines à des milliers de galaxies qui à peine un dixième de leur masse totale. La majeure partie de leur masse, qui s'élève jusqu'à un million de milliards [10¹⁵] de fois la masse de notre Soleil, est composée de gaz chaud et de matière noire. Dans le cas de cette étude, l'amas observé est désigné par MACS J2135-010217 (ou MACS J213512.10-010258.5) et se situe à environ quatre milliards d'années-lumière.

[2] L'effet de lentille gravitationnelle est prévu par la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein. Du fait de leur masse extrêmement importante et de leur emplacement intermédiaire entre nous et les galaxies très distantes, les amas de galaxies agissent comme des lentilles gravitationnelles très performantes, courbant la lumière en provenance des galaxies situées en arrière-plan. Selon la répartition de la masse de l'amas, de nombreux effets très intéressants se produisent, tels que l'amplification de luminosité, des distorsions, des arcs géants et une multitude d'images de la même source.

Plus d'informations

Cette recherche est présentée dans un article, “Intense star formation within resolved compact regions in a galaxy at z=2.3” (A. M. Swinbank et al.) diffusé en ligne aujourd'hui dans Nature et dans la magazine le 1er avril 2010.

L'équipe est composée de A. M. Swinbank, I. Smail, J. Richard, A. C. Edge, et K. E. K. Coppin (Institute for Computational Cosmology, Durham University, Royaume Uni), S. Longmore, R. Blundell, M. Gurwell, et D. Wilner (Harvard-Smithsonian Center For Astrophysics, USA), A. I. Harris et L. J. Hainline (Department of Astronomy, University of Maryland, USA), A.J. Baker (Department of Physics and Astronomy, Rutgers, University of New Jersey, USA), C. De Breuck, A. Lundgren et G. Siringo (ESO), R. J. Ivison (UKATC et Royal Observatory of Edinburgh, Royaume Uni), P. Cox, M. Krips and R. Neri (Institut de Radio Astronomie Millimétrique, France), B. Siana (California Institute of Technology, USA), D. P. Stark (Institute of Astronomy, University of Cambridge, Royaume Uni) et J. D. Younger (Institute for Advanced Study, USA).

Le télescope APEX (Atacama Pathfinder Experiment) est un télescope de 12 mètres situé à 5100 mètres d'altitude sur le plateau aride de Chajnantor dans les Andes chiliennes. APEX observe dans les longueurs d'onde millimétrique et submillimétrique. Cette gamme de longueurs d'onde est une frontière relativement inexplorée en astronomie, car elle nécessite des détecteurs à la pointe de la technologie et un site d'observation extrêmement haut et sec, comme Chajnantor. APEX, le plus grand télescope submillimétrique exploité dans l'hémisphère sud, est une collaboration entre le Max Planck Institute for Radio Astronomy, l'Onsala Space Observatory et l'ESO. L'exploitation d'APEX à Chajnantor est confiée à l'ESO. APEX est un « éclaireur » pour ALMA – Il est basé sur une antenne prototype construite pour le projet ALMA, il est situé sur le même plateau et trouvera de nombreuses cibles qu'ALMA sera capable d'étudier de manière extrêmement détaillée.

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

Liens

L'article scientifique (preprint)

Plus d'information sur APEX

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-12-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 12 Janvier 2002 par le télescope de surveillance LINEAR, et répertorié comme tel sous la dénomination de 2002 FA9, a révélé sa nature cométaire lors d'observations réalisées le 20 Mars 2010 par R. H. McNaught (Siding Spring Survey). Des observations faites par Rik E. Hill (Catalina Sky Survey) datant du 12 Mars 2010 ont également été identifiées.

Les éléments orbitaux de la comète P/2002 FA9 = 2010 F2 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 21 Mars 2010 à une distance d'environ 2,7 UA du Soleil, et une période d'environ 8,01 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F50.html (MPEC 2010-F50)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2002 FA9 = 2010 F2 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 235P/LINEAR en tant que 235ème comète périodique numérotée.

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/0235P.html

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2010 F1 (Boattini)

Une nouvelle comète a été découverte le 17 Mars 2010 par Andrea Boattini dans le cadre du Catalina Sky Survey. Des observations antérieures à la découverte faites par le CSS et datant du 20 Février 2010 ont également été identifiées. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par R. E. Hill (Mt. Lemmon Survey), P. Kocher (Observatoire Naef, Marly), P. Bacci (Capannoli), R. Baker (Indian Hill North Observatory, Huntsburg), M. Mills (Doc Greiner Research Observatory, Janesville), P. R. Holvorcem et M. Schwartz (Tenagra II Observatory), W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), J. Gafford (Edmund Kline Observatory, Deer Trail), G. McKeegan et C. Jung (Chabot Space and Science Center, Oakland), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), G. Hug (Sandlot Observatory,Scranton), D. Chestnov et A. Novichonok (Tzec Maun Observatory, Mayhill), H. Sato, E. Guido et G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), et J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 F1 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 13 Novembre 2009 à une distance d'environ 3,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F32.html (MPEC 2010-F32)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 10 Novembre 2011 à une distance d'environ 3,5 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F73.html (MPEC 2010-F73)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010F1.html

P/2001 Q11 (NEAT)

Maik Meyer (Limburg, Germany)  a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète dans des images de NEAT obtenues en 2001. Les images de la découverte du 18 Août 2001 montrent une queue, de même que celles du 22 Août. Maik Meyer a détecté la comète dans de nombreuses autres images de NEAT jusqu'au 13 Décembre 2001. Le 22 Août, les observations avaient déjà été reportées en tant qu'unique nuit d'observation, mais n'avaient pas été confirmées. Une unique nuit de détection par LONEOS a été également détectée par Brian G. Marsden.

Les éléments orbitaux de la comète P/2001 Q11 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 22 Juin 2001, à une distance d'environ 1,85 UA du Soleil, et une période d'environ 6,18 ans. Les recherches par plusieurs autres programmes de surveillance pour détecter la comète dans les images à l'occasion du retour favorable de 2007 se sont soldées par des échecs.

http://www.comethunter.de

http://www.comethunter.de/p2001q11.html

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F38.html (MPEC 2010-F38)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2001Q11.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Combinant 145 jours de mesures obtenues par le satellite CoRoT du CNES, à celles du spectrographe HARPS de l'ESO, une équipe internationale vient de découvrir une nouvelle planète - CoRoT-9b - avec une probable température de surface d'environ 100°C, et dont les dimensions sont proches de celles de Jupiter, et qui tourne autour d'une étoile semblable au Soleil dans la constellation du Serpent, à quelques 1 500 années lumière de la Terre.

« Une fois de plus, CoRoT fait une découverte originale et riche d'enseignements » explique Olivier La Marle, responsable du programme astrophysique du CNES. Ce qui rend remarquable cette planète vue en transit, c'est qu'elle est 10 fois plus éloignée de son étoile que les "Jupiters chauds" détectés à ce jour, il s'agit donc d'une planète avec une température de surface de l'ordre de 100°C. Cette exoplanète tempérée la place entre les Jupiters chauds et notre Jupiter, et l'on va sans doute pouvoir sonder son atmosphère, ouvrant ainsi la voie à l'étude d'un nouveau régime météorologique. Cette découverte à laquelle ont participé plusieurs chercheurs des laboratoires français [1], est publiée le 18 mars par la revue Nature.

« CoRoT-9b est une exoplanète assez semblable aux planètes de notre système solaire. Elle a la taille de Jupiter et l'orbite de Mercure », souligne Hans Deeg, le chercheur de l'Institut d'Astrophysique des Iles Canaries (Espagne) qui a mené l'équipe de près de 60 astrophysiciens européens. Claire Moutou, du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (CNRS, Université de Provence, OAMP-OSU/INSU), ajoute qu' « il s'agit d'une planète géante tempérée, qui présente donc un potentiel immense pour des recherches futures plus approfondies, sur ses caractéristiques physiques et son atmosphère ».

Vue d'artiste de CoRoT-9b. © Instituto de Astrofísica de Canarias.

En effet, grâce à l'analyse de ses transits (les passages de la planète entre son étoile hôte et nous) avec CoRoT, l'information mesurée sur CoRoT-9b est supérieure à celle disponible sur d'autres planètes semblables. Jusqu'à présent on a découvert environ 430 exoplanètes, dont seulement 70 sont vues en transit devant leur étoile. Le fait que  la période orbitale de CoRoT-9b soit de 95 jours terrestres implique que le rayonnement qu'elle reçoit de son étoile est modéré, en comparaison  avec la plupart des planètes en transit détectées à ce jour dont l'année ne dure que quelques jours.

Le satellite CoRoT a détecté cette planète après 145 jours d'observations durant l'été 2008, pendant lequel deux transits ont été observés. Ils ont permis de calculer son rayon, 1,05 fois celui de Jupiter, et sa période de révolution, 95 jours terrestres. Des observations avec l'instrument HARPS de l'Observatoire Européen Austral (ESO) ont ensuite permis de mesurer sa masse, et établi que CoRoT-9b est une planète gazeuse.

Cette nouvelle planète maintient une distance relativement grande à son étoile centrale, semblable à celle de Mercure autour du Soleil. L'astrophysicien Tristan Guillot, du laboratoire Cassiopée (Observatoire de la Côte d'Azur, CNRS, Université de Nice Sophia-Antipolis, OSU/INSU), indique que, selon des modèles d'évolution planétaire similaires à ceux des planètes géantes de notre système solaire, « la planète est composée majoritairement d'hydrogène et d'hélium, mais elle peut contenir jusqu'à 20 masses terrestres d'autres éléments, dont de l'eau et des roches à hautes pression et haute température. Elle est donc très semblable à Saturne et Jupiter ». La température moyenne de l'atmosphère gazeuse devrait être comprise entre -20 et +150 degrés Celsius. Contrairement aux exoplanètes en transit connues, on prévoit de faibles variations de température entre le jour et la nuit. Il est possible que CoRoT-9b possède une couche de nuages très réfléchissants.

CoRoT-9b est la première planète géante dont l'étude détaillée est possible. « Elle peut ainsi permettre de mieux comprendre cette famille de planètes et ouvrir la voie à une meilleure compréhension de l'atmosphère des planètes géantes froides », indique Magali Deleuil du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille et responsable du programme exoplanète de CoRoT.

Note :

Le programme exoplanète de CoRoT bénéficie de l'appui de plusieurs télescopes terrestres, avec en particulier pour CoRoT-9b: IAC-80 de l'Observatoire du Teide (Espagne); l'Observatoire Wise (Israël); le Télescope Faulkes North de l'Observatoire Las Cumbres (Global Telescope Network, USA); le télescope 1,93m de l'Observatoire de Haute Provence (France) avec l'instrument SOPHIE, le télescope de 3,6m de l'ESO (Chili) équipé du spectrographe HARPS, et le Very Large Telescope de l'ESO avec le spectrographe UVES.

Institutions participantes :

Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (CNRS, Université de Provence, OAMP-OSU/INSU), Observatoire de Paris (LESIA et LUTh, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris-Diderot), Instituto de Astrofisica de Canarias, German Aerospace Center, University of Exeter, Observatoire de Genève, Universität Bern, Institut d'Astrophysique Spatiale (Orsay, CNRS/Université Paris XI, OSU/INSU), Institut d'Astrophysique de Paris (CNRS, Université Pierre et Marie Curie, OSU/INSU), Universität zu Köln, ESA/ESTEC, University of Vienna, Universidade de Sao Paulo, Thüringer Landessternwarte, University of Liège, Observatoire de la Côte d'Azur (OSU/INSU, IRD, Université de Nice Sophia-Antipolis), Las Cumbres Observatory, Space Research Institute Graz, Tel Aviv University, University of Sydney, Universita di Padova, Observatoire de Haute Provence (CNRS, OAMP - OSU/INSU), Oxford Astrophysics et CalTech.

Référence): 

"A transiting giant planet with a temperature between 250 K and 430 K ". H.J. Deeg, C. Moutou, A. Erikson, Sz. Csizmadia, B. Tingley, P. Barge, H. Bruntt, M. Havel, S. Aigrain, J.M. Almenara, R. Alonso, M. Auvergne, A. Baglin, M. Barbieri, W. Benz, A. S. Bonomo, P. Bordé, F. Bouchy, J. Cabrera, L. Carone, S. Carpano, M. Deleuil, R. Dvorak, S. Ferraz-Mello, M. Fridlund, D. Gandolfi, J.-C. Gazzano, M. Gillon, P. Gondoin, E. Guenther, T. Guillot, R. den Hartog, A. Hatzes, M. Hidas, G. Hébrard, L. Jorda, P. Kabath, H. Lammer, A. Léger, T. Lister, A. Llebaria, C. Lovis, M. Mayor, T. Mazeh, M. Ollivier, M. Pätzold, F. Pepe, F. Pont, D. Queloz, M. Rabus, H. Rauer, D. Rouan, J. Schneider, A. Shporer, B. Stecklum, R. Street, S. Udry, J. Weingrill et G. Wuchterl . Nature 18/03/2010.

Source : Communiqué de presse INSU - CNES - ESO - ESA http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/les-exoplanetes/le-satellite-corot-decouvre-corot-9b-une-planete-geante-temperee

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La mission Planck, observatoire de l'ESA des fréquences micro-ondes, et première mission européenne conçue pour étudier le Rayonnement Cosmologique Fossile (RCF), vient de commencer le second de quatre relevés successifs du ciel. Des relevés qui vont à terme fournir l'image la plus détaillée jamais obtenue de l'Univers primordial. Sur de nouvelles images publiées ce jour, on peut découvrir des nuages filamentaires connectant les plus grandes échelles de la Voie Lactée aux plus petites.

Bien que la mission première de Planck soit de cartographier le RCF (les vestiges de la toute première lumière émise il y a 13,7 milliards d'années), en imageant l'intégralité du ciel, l'instrument va aussi fournir des données précieuses pour nombre d'études astrophysiques. Pour preuve les nouvelles images publiées ce jour, qui révèlent la distribution de la poussière froide de notre Galaxie et la structure du milieu interstellaire qui l'emplit.

Révéler le milieu interstellaire à grande échelle

L'espace entre les étoiles n'est pas vide, il contient des nuages de poussière et de gaz intimement mêlés qui forment le « milieu interstellaire ». La richesse des structures filamentaires observées, et la façon dont les petites et les grandes échelles sont interconnectées, fournissent des indices importants sur les mécanismes physiques à la base de la formation des étoiles et des galaxies.

Situer où se forment les étoiles

Une des caractéristiques essentielles de Planck est son aptitude à révéler la température des particules de poussière les plus froides, cette même température qui reflète l'équilibre des énergies en présence dans le milieu interstellaire. En révélant ces amas froids (près de -260 °C), Planck permet d'isoler les lieux où la formation des étoiles est sur le point de commencer. Ainsi, en combinant les données de Planck avec celles d'autres satellites, comme Herschel de l'ESA, Spitzer de la NASA, ou encore IRAS, les astronomes vont pouvoir étudier la formation des étoiles de la Voie Lactée dans son ensemble.

Les dernières images obtenues, visibles en pièce jointe et légendées, montrent par leur existence et leur qualité que l'Instrument HFI fonctionne de manière très satisfaisante et que tout le segment sol, qui recueille les données, vérifie journellement leur qualité et les transforme en produits utilisables par les scientifiques, est pleinement opérationnel. Il est composé du centre d'opération de HFI basé à l'Institut d'Astrophysique Spatiale à Orsay (CNRS/Université Paris-sud 11, OSU/INSU) et du Centre de Traitement des données situé à l'Institut d'Astrophysique de Paris (CNRS, Université Pierre et Marie Curie, OSU/INSU), tout deux financièrement soutenus par le CNES. Le centre de mission de l'ESA est quant à lui situé à l'ESAC en Espagne.

Note :

Planck cartographie le ciel dans neuf bandes de fréquence en utilisant deux instruments de dernière génération, conçus pour produire des mesures multifréquences et à haute sensibilité du rayonnement diffus du ciel ; l'Instrument Haute Fréquence (HFI) couvre six bandes entre 100 et 857 GHz, et l'Instrument Basse Fréquence (LFI) couvrent trois bandes entre 30 et 70 GHz.

Le premier relevé intégral du ciel par Planck a débuté en août 2009 et est aujourd'hui complet à 98%. La dernière partie de ce relevé ne sera acquise qu'à la fin mai 2010. Planck va ensuite collecter des données jusqu'à la fin 2012, lui permettant d'établir quatre relevés successifs du ciel complet. Un premier ensemble de données astronomiques, appelé 'catalogue initial de sources compactes' sera rendu public en janvier 2011. Les principaux résultats cosmologiques demanderont quant à eux deux années supplémentaires de traitement et d'analyse des données, afin d'arriver à un premier ensemble de données traitées et disponible pour la communauté scientifique mondiale vers fin 2012.

Les laboratoires CNRS (INSU et IN2P3) ont joué un rôle crucial dans la conception, le développement et la maîtrise d'oeuvre de l'instrument HFI (High Frequency Instrument). En particulier :

- l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS : CNRS, Université Paris-Sud 11, OSU/INSU [1]) a joué le rôle principal en assurant la conception initiale et la responsabilité scientifique et technique de l'instrument. Il a de plus assuré l'intégration et les tests de l'instrument fini ;

- l'Institut d'Astrophysique de Paris (IAP : CNRS, Université Pierre et Marie Curie, OSU/INSU) a plutôt contribué au développement des objectifs scientifiques et à la conception du traitement des données ; il  héberge le Centre de traitement des données et est responsable de cette activité ;

- le Centre de recherches sur les très basses températures, aujourd'hui Institut Néel (CNRS) et le Laboratoire de Physique Subatomique et Cosmologie (LPSC : CNRS, Université Joseph Fourier, Institut Polytechnique de Grenoble) ont joué un grand rôle dans le développement de la cryogénie à respectivement 0,1 K et 20 K ;

- le Centre d'Etudes Spatiales des Rayonnements (CESR : CNRS, Université Paul Sabatier, OMP-OSU/INSU) dans celui de l'électrique de lecture des détecteurs ;

- le Laboratoire de l'Accélérateur Linéaire (LAL : CNRS, Université Paris-Sud 11) dans celui de l'ordinateur de bord ;

- le laboratoire AstroParticule et Cosmologie (APC : CNRS, Université Paris-Diderot, CEA, Observatoire de Paris) dans le développement de moyens de tests ;

- le Laboratoire d'AstrOphysique de Grenoble (LAOG : CNRS, Université Joseph Fourier, OSUG-OSU/INSU) et le Laboratoire d'Etudes du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique (LERMA : CNRS, Observatoire de Paris, Université Cergy-Pontoise, Université Pierre et Marie Curie, Ecole Normale Supérieure), ont apporté leur expertise dans la modélisation de l'instrument.

[1] OSU/INSU : Observatoire des Sciences de l'Univers/Institut National des Sciences de l'Univers

Pour en savoir plus: 

- Site français du satellite Planck

- Site Planck de l'ESA

Source : Communiqué de presse CNES - ESA - INSU http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/les-nouvelles-images-du-satellite-planck-revelent-la-structure-a-grande-echelle-de-la-voie-lac

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Jim V. Scotti (Steward Observatory, Kitt Peak) a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 14 Mars 2010 dans le cadre du Spacewatch survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par P. Birtwhistle (Great Shefford), P. R. Holvorcem et M. Schwartz (Tenagra II Observatory), A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), P. Bacci, R. Emilio et F. Biasci (Libbiano Observatory, Peccioli), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), E. Guido, G. Sostero et H. Sato (RAS Observatory, Mayhill), L. Elenin (Tzec Maun Observatory, Mayhill), et R. Ligustri (RAS Observatory, Moorook).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 E5 (Scotti) indiquent un passage au périhéliele 20 Janvier 2011 à une distance d'environ 4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F14.html (MPEC 2010-F14)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 21 Novembre 2009 à une distance d'environ 3,8 UA du Soleil, et une période d'environ 123,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10J83.html (MPEC 2010-J83)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010E5.html

Les Grands Chasseurs de Comètes 

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les scientifiques obtiennent le premier coup d'oeil à la météo à l'intérieur de la plus grande tempête du Système solaire.

Les nouvelles images thermiques d'inauguration obtenues avec le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO et d'autres puissants télescopes au sol montrent les remous d'un air plus chaud et les régions plus froides jamais vus auparavant dans la Grande Tache Rouge de Jupiter, permettant aux scientifiques de faire la première carte météorologique intérieure détaillée du système géant de tempête reliant sa température, ses vents, sa pression et sa composition avec sa couleur.

« C'est notre premier regard détaillé à l'intérieur de la plus grande tempête du Système solaire, » dit Glenn Orton, qui a mené l'équipe d'astronomes qui a effectué l'étude. « Nous pensions autrefois que la Grande Tache Rouge était un vieil ovale plat sans beaucoup de structures, mais ces nouveaux résultats montrent qu'elle est, en fait, extrêmement compliquée. »

Les observations indiquent que la couleur la plus rouge de la Grande Tache Rouge correspond à un coeur chaud dans le système autrement froid de l'orage, et les images montrent les lignes foncées au bord de la tempête où les gaz sont descendants dans les régions plus profondes de la planète. Les observations, détaillées dans un papier apparaissant dans le journal Icarus, donnent aux scientifiques une vue du modèle de circulation dans le système de tempête le plus connu du Système solaire.

Les curieux de ciel avaient observé la Grande Tache Rouge dans une forme ou une autre depuis des centaines d'années, avec des observations continues de sa forme actuelle remontant au 19ème siècle. La tache, qui est une région froide faisant en moyenne environ -160 degrés Celsius, est si large qu'environ trois Terres pourraient se loger à l'intérieur de ses frontières.

Les images thermiques ont été la plupart du temps obtenues avec l'instrument VISIR [1] attaché au Very Large Telescope de l'ESO au Chili, avec des données additionnelles venant du télescope Gemini South au Chili et du télescope Subaru de la National Astronomical Observatory of Japan à Hawaï. Les images ont fourni un niveau sans précédent de résolution et ont prolongé la couverture fournie par le vaisseau spatial Galileo de la NASA vers la fin des années 1990. Avec les observations de la structure profonde de nuages par le NASA Infrared Telescope Facility de 3 mètres à Hawaï, le niveau de détail thermique observé de ces observatoires géants est pour la première fois comparable aux images en lumière visible du télescope spatial NASA/ESA Hubble.

VISIR permet aux astronomes de faire la carte de température, aérosols et ammoniaque en dedans et entourant la tempête. Chacun de ces paramètres nous indique comment le temps et les modèles de circulation changent dans la tempête, dans l'espace (en 3D) et au fil du temps. Les années d'observations de VISIR, ajoutées à celles des autres observatoires, indiquent comment la tempête est incroyablement stable en dépit de la turbulence, des bouleversements et des rencontres proches avec d'autres anticyclones qui affectent le bord du système tempêtueux.

« Un des résultats les plus fascinants montre que la partie centrale rouge-orange la plus intense de la tache est environ 3 à 4 degrés plus chaude que l'environnement autour d'elle, » indique l'auteur principal Leigh Fletcher. Cette différence de température pourrait ne pas sembler beaucoup, mais elle est assez pour permettre à la circulation de la tempête, habituellement dans le sens contraire des aiguilles d'une montre, de se décaler à une faible circulation dans le sens des aiguilles d'une montre même au milieu de la tempête. Pas seulement là, mais sur d'autres parties de Jupiter, le changement de température est suffisant pour altérer les vitesses de vent et affecter les modèles de nuages dans les ceintures et les zones.

« C'est la première fois que nous pouvons dire qu'il y a un lien intime entre les conditions environnementales - la température, vents, pression et composition - et la couleur réelle de la Grande Tache Rouge, » note Fletcher. « Bien que nous pouvons spéculer, nous ne savons toujours pas à coup sûr quels produits chimiques ou processus provoquent cette couleur rouge-foncé, mais nous savons maintenant qu'elle est liée aux changements des conditions environnementales au coeur de la tempête. »

Notes

[1] VISIR veut dire "VLT Imager and Spectrometer for mid Infrared" (eso0417). C'est un instrument multi-mode complexe conçu pour fonctionner dans les fenêtres atmosphériques de 10 et 20 microns, c'est-à-dire aux longueurs d'onde jusqu'à environ 40 fois plus longue que la lumière visible, et pour fournir des images aussi bien que des spectres.

Plus d'informations

Cette recherche était présentée dans un papier à paraître dans Icarus (“Thermal Structure and Composition of Jupiter’s Great Red Spot from High-Resolution Thermal Imaging”, by L. Fletcher et al.).

L'équipe est composée de Leigh N. Fletcher et P. G. J. Irwin (University of Oxford, UK), G. S. Orton, P. Yanamandra-Fisher, et B. M. Fisher (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, USA), O. Mousis (Observatoire de Besançon, France, et University of Arizona, Tucson, USA), P. D. Parrish (University of Edinburgh, UK), L. Vanzi (Pontificia Universidad Catolica de Chile, Santiago, Chile), T. Fujiyoshi et T. Fuse (Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan, Hawaii, USA), A.A. Simon-Miller (NASA/Goddard Spaceflight Center, Greenbelt, Maryland, USA), E. Edkins (University of California, Santa Barbara, USA), T.L. Hayward (Gemini Observatory, La Serena, Chile), et J. De Buizer (SOFIA - USRA, NASA Ames Research Center, Moffet Field, CA 94035, USA). Leigh Fletcher travaillait au JPL lors de l'étude.

Lien

Research paper

http://www.eso.org/public/news/eso1010/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'Union Astronomique Internationale (IAU) a récemment approuvé une proposition de l'équipe scientifique de MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) de conférer des noms à dix cratères d'impact sur Mercure. Les cratères nouvellement nommés ont été imagés au cours des trois survols de Mercure de la mission en Janvier et Octobre 2008 et Septembre 2009.

L'IAU a été l'arbitre de la nomenclature planétaire et satellitaire depuis son commencement en 1919. En accord avec le thème de nomination établi pour les cratères sur Mercure, tous les cratères sont nommés d'après des artistes, musiciens, ou auteurs décédés célèbres.

"Tous les dispositifs nouvellement nommés figurent d'une manière primordiale dans l'analyse continue de l'histoire géologique de Mercure" indique l'investigateur principal de MESSENGER Sean Solomon (Carnegie Institution of Washington). "L'équipe scientifique de MESSENGER est heureuse que l'IAU ait répondu promptement à notre dernière demande de nouveaux noms, de sorte que les identités de ces cratères dans la littérature scientifique puissent être clairement données."

Les cratères nouvellement nommés incluent :

- Bek, nommé pour le sculpteur royal en chef (actif vers 1340 avant Jésus Christ) durant le règne du pharaon Akhenaten, un pharaon de la 18ème dynastie de l'Egypte. Bek est crédité du développement du "style Amarna".

- Copland, pour Aaron Copland (1900-1990), un compositeur américain de concert et musique de film, aussi bien qu'un pianiste accompli. Il contribua à forger un sytle de composition distinctement américain et est largement connu comme le doyen des compositeurs américains.

- Debussy, pour Claude Debussy (1862-1918), l'un des plus importants compositeurs français et une des figures les plus importantes travaillant dans le domaine de la musique impressionniste. Il était une figure centrale de la musique européenne à la fin du 20ème siècle.

- Dominici, pour Maria de Dominici (1645-1703), sculpteur et peintre maltais a déclaré avoir fait des figures cultes mobiles utilisées pour des défilés de rue les jours de fêtes religieuses.

- Firdousi, pour Hakim Abu'l-Qasim Firdawsi Tusi (935-1020), un poète et auteur persan vénéré du Shahnameh, l'épopée nationale du peuple persan et du monde iranien.

- Geddes, pour Wilhelmina Geddes (1887-1955), une artiste irlandaise de vitraux et membre du Arts and Crafts Movement. Son travail représente un rejet de l'approche de la fin de l'époque victorienne, et elle a créé une nouvelle vision des hommes dans les vitraux.

- Hokusai, pour Katsushika Hokusai (1760-1849), un artiste japonais et graveur de la période Edo. Il était le principal expert en matière de peinture chinoise et est plus connu comme auteur de la série de gravures sur bois, Thirty-six Views of Mount Fuji, qui inclut la gravure emblématique et internationalement reconnue, The Great Wave off Kanagawa, créée pendant les années 1820.

- Kipling, pour Rudyard Kipling (1865-1936), écrivain et poète britannique considéré comme un innovateur majeur dans l'art de l'histoire courte. Il est surtout connu pour ses oeuvres de fiction, poésies, et de nombreuses histoires courtes, y compris dans Le Livre de la Jungle (1894).

- Picasso, pour Pablo Picasso (1881-1973), un peintre espagnol, dessinateur, sculpteur et plus connu pour la co-fondation du mouvement cubiste et pour la grande variété de styles incorporées dans son travail.

- Steichen, pour Edward Steichen (1879-1973), un photographe américain, peintre, et conservateur de galerie d'art et de musée. Il était le photographe le plus fréquemment présenté dans le magazine Camera Work d'Alfred Stieglitz au cours de sa période allant 1903 à 1917.

Ces 10 cratères nouvellement nommés rejoignent les 42 autres cratères nommés depuis le premier survol de Mercure par MESSENGER en Janvier 2008.

Plus d'informations sur les noms des dispositifs sur Mercure et les autres objets dans le Système solaire peuvent être trouvées sur le site Web de l'U.S. Geological Survey's Planetary Nomenclature : http://planetarynames.wr.usgs.gov/index.html.

http://messenger.jhuapl.edu/news_room/details.php?id=143

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?gallery_id=2&image_id=377

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2010 E3 (WISE)

Une nouvelle comète a été découverte le 05 Mars 2010 dans le cadre de la mission WISE. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, les observations supplémentaires effectuées par R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), J. V. Scotti (Steward Observatory, Kitt Peak), W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), P. Birtwhistle (Great Shefford), et F. Manca et A. Testa (Sormano), ont permis la confirmation de la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 E3 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 04 Avril 2010 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F01.html (MPEC 2010-F01)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010E3.html

P/2002 CF140 = 2010 E4 (LINEAR)

L'objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 05 Février 2002 par le télescope de surveillance LINEAR, et répertorié comme tel sous la dénomination de 2002 CF140, a révélé sa nature cométaire lors d'observations réalisées le 11 Mars 2010 par l'équipe de l'Observatoire de La Sagra, et le 15 Mars par R. A. Kowalski (Mt. Lemmon Survey).

Les éléments orbitaux de la comète P/2002 CF140 = 2010 E4 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 23 Décembre 2009 à une distance d'environ 2,8 UA du Soleil, et une période de 7,47 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F02.html (MPEC 2010-F02)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2002 CF140 = 2010 E4 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 234P/LINEAR en tant que 234ème comète périodique numérotée.

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/0234P.html

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La supergéante rouge Bételgeuse est l'une des étoiles les plus brillantes de notre ciel. Elle est une cible primaire pour les interféromètres d'aujourd'hui en raison de son grand diamètre, de sa proximité et de sa grande luminosité dans l'infrarouge. Un groupe des chercheurs internationaux dirigé par Andrea Chiavassa (Max Planck Institute for Astrophysics, Groupe de Recherche Astronomie et Astrophysique du Languedoc) et incluant des chercheurs de Montpellier et de Paris [1] a montré comment caractériser pour la première fois la convection de Bételgeuse en comparant les simulations hydrodynamiques 3D avec les observations interférométriques du visible jusqu'à l'infrarouge. Cette  étude permet de faire un pas en avant vers la compréhension du mécanisme de la perte de masse des supergéantes rouges, qui contribue largement à l'enrichissement chimique de notre Galaxie.

Les étoiles évoluées de masse comprise entre environ 10 et 25 masses solaires sont appelées supergéantes rouges. Elles sont les plus grandes étoiles de l'Univers. Elles ont une température de surface d'environ 4 000K (alors que le Soleil est 5 780K) et sont environ 1 000 fois plus grandes que le Soleil, ce qui fait d'elles les étoiles brillantes les plus connues. Ces propriétés extrêmes prédisent leur disparition parce qu'elles approchent de la fin de leur vie et sont condamnées à exploser en supernova.

Parmi elles se trouve Bételgeuse, dans la constellation d'Orion. Cette étoile est très bien visible à l'œil nu pendant les mois d'hiver car son rayon est d'environ 4-5 unités astronomiques (ce qui est supérieur à l'orbite de Jupiter).

Pour les supergéantes rouges, plusieurs mystères ne sont toujours pas résolus :

- le mécanisme de perte de masse, qui déverse d'énormes quantités de gaz dans les environs circumstellaires, n'est pas explicable;

- leur composition chimique est largement méconnu en raison des difficultés dans l'analyse des spectres et à cause des vigoureux mouvements convectifs.

La solution des ces mystères repose sur une approche théorique basée sur les simulations hydrodynamiques multidimensionnelles (et en particulier en trois dimensions, 3D) du mouvement du gaz dans les couches atmosphériques des étoiles, couplé avec la radiation. Dans ces modèles, la totalité de l'enveloppe de l'étoile est simulée, au cours du temps.

L'équipe de chercheurs menée par A. Chiavassa (MPA, GRAAL) et incluant des chercheurs du GRAAL et LESIA a comparé les observables interférométriques [2] depuis le visible (cf. Figure 1) jusqu'au proche infrarouge aux simulations hydrodynamiques. En se basant sur les prédictions des modèles (Chiavassa, Plez, Josselin & Freytag 2009, A&A, 506, 1351-1365), elle a démontré la présence de cellules convectives à la surface de Bételgeuse. Par ailleurs, ces astronomes ont déterminé la présence, dans l'infrarouge, de structures convectives de petite et moyenne échelle (5-15 mas, soit 5-25% du rayon stellaire) et d'une grande cellule convective d'environ 30 mas (60% du rayon stellaire, cf. Figure 2). Ils ont également trouvé que les molécules d'H2O sont les principaux absorbeurs dans cette région du spectre et qu'elles contribuent aux petites structures convectives et au rayon apparent de Bételgeuse.

Le point clé de cette recherche est la synergie entre la théorie et les observations : d'une part, elle comporte des simulations hydrodynamiques très réalistes et d'autre part il existe un grand nombre d'excellentes observations spectroscopiques, photométriques, interférométriques, et d'imageries.

Les supergéantes rouges apportent une contribution importante à l'enrichissement chimique de notre Galaxie parce qu'elles perdent d'énormes quantités de leur masse grâce à un processus inconnu. La convection vigoureuse qui les caractérise pourrait être à la base du mécanisme de la perte de masse et seules les simulations hydrodynamiques peuvent aider les astronomes à résoudre cette énigme.

Note :

[1] Font partie de cette équipe:

- Andrea Chiavassa, Max Planck Institute for Astrophysics et Groupe de Recherche Astronomie et Astrophysique du Languedoc (GRAAL; Université Montpellier 2, INSU-CNRS);

- Bertrand Plez et Eric Josselin, Groupe de Recherche Astronomie et Astrophysique du Languedoc (GRAAL; Université Montpellier 2, INSU-CNRS);

- Xavier Haubois et Guy Perrin, Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA; Observatoire de Paris, INSU-CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris-Diderot);

- J.S. Young, Cavendish Laboratory, Cambridge;

- B. Freytag, Department of Physics and Astronomy, Uppsla University et Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL; INSU-CNRS, Ecole Normale Supérieure de Lyon, Université de Lyon 1

[2] L'interférométrie est une technique qui combine la lumière de plusieurs télescopes, débouchant sur une vision aussi nette que celle d'un télescope géant d'un diamètre égal à la plus grande distance entre les télescopes utilisés. Si un objet est observé en plusieurs fois avec différentes configurations de télescopes, il est possible de reconstruire son image.

Pour en savoir plus: 

« Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: II. simulations of convection on Betelgeuse match interferometric observations ». A. Chiavassa, X. Haubois, J. S. Young, B. Plez, E. Josselin, G. Perrin, and B. Freytag. A paraître dans Astronomy and Astrophysics.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/la-convection-de-beltegeuse-mise-en-evidence-par-observation-et-simulation

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2010 D4 (WISE)

Une nouvelle comète a été découverte le 28 Février 2010 dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), P. Birtwhistle (Great Shefford), P. R. Holvorcem, M. Schwartz (Tenagra II Observatory), D. J. Tholen (Mauna Kea), P. Bacci, R. Emilio, R. Enzo, R. Del Rosso (Libbiano Observatory, Peccioli), W. H. Ryan, E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), et J. M. Bauer (Table Mountain Observatory, Wrightwood).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 D4 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 30 Mars 2009à une distance d'environ 7,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10E63.html (MPEC 2010-E63)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 30 Mars 2009 à une distance d'environ 7,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10H19.html (MPEC 2010-H19)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010D4.html

P/2010 E2 (Jarnac)

Une nouvelle comète a été découverte le 09 Mars 2010 par D. Levy, W. Levy, T. Glinos (Jarnac Observatory, Vail). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par P. Bacci (Libbiano Observatory, Peccioli), P. R. Holvorcem, M. Schwartz (Tenagra II Observatory), H. Sato, E. Guido, G. Sostero, R. Ligustri (RAS Observatory, Mayhill), D. Chestnov, A. Novichonok (Tzec Maun Observatory, Mayhill), J. E. McGaha (Grasslands Observatory, Tucson), W. H. Ryan, E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro). Des observations antérieures à la découverte, faites le 17 Février 2010 par R. E. Hill (Mt. Lemmon Survey), ont également été retrouvées.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 E2 (Jarnac) indiquent un passage au périhélie le 07 Avril 2010 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 25,3 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10E64.html (MPEC 2010-E64)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 08 Avril 2010 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 25,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F30.html (MPEC 2010-F30)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010E2.html

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un équipage de six membres, dont deux Européens, s'apprête à participer à une simulation de mission d'exploration martienne à bord d'une installation comprenant un vaisseau interplanétaire, un atterrisseur et un module reconstituant la surface martienne. Cette expérience baptisée Mars500, d'une durée égale à celle d'un voyage aller-retour vers Mars, constituera à cet égard un test exceptionnel en matière d'endurance humaine.

Depuis fin février, les quatre candidats Européens sélectionnés par l'ESA (le Belge Jérôme Clevers, les Français Arc'hanmael Gaillard et Romain Charles ainsi que l'Italo-colombien Diego Urbina), dont deux seront retenus pour participer à Mars500, se préparent à cette mission à l'Institut russe des problèmes biomédicaux (IBMP) de Moscou, en compagnie des autres membres de l'équipage. La première simulation d'une mission martienne complète débutera l'été prochain à Moscou dans l'installation spécialement conçue à cet effet.

Le nom de Mars500 donné à la mission fait référence à la durée d'une éventuelle future expédition martienne faisant appel à des moyens de propulsion classiques : 250 jours pour le voyage aller, 30 jours à la surface de Mars et 240 jours pour le voyage retour, soit 520 jours au total.

Outre les défis techniques, la principale interrogation que soulève un tel projet a trait au facteur humain : comment sélectionner et préparer au mieux les candidats, physiquement et psychologiquement, à une mission spatiale d'une durée d'un an et demi, voire beaucoup plus, durant laquelle ils devront cohabiter dans un milieu clos, dans des conditions de stress permanent, privés de leur famille et de leurs amis ?

Les candidats européens qui aideront à répondre à ces questions fondamentales seront présentés aux médias le 22 mars 2010 au Centre européen de Recherche et de Technologies spatiales de l'ESA, situé à Noordwijk, aux Pays-Bas. Les représentants des médias qui souhaitent assister à cet événement sont invités à compléter le formulaire d'accréditation ci-joint et à le renvoyer d'ici le 18 mars 2010.

Une préparation intensive

L'étude d'isolement de 520 jours qui va être réalisée prochainement est une composante essentielle du programme Mars500 qui a débuté en 2007. Conduite en novembre 2007, la première phase de ce programme a consisté en une simulation de 14 jours qui a principalement permis de tester les installations et les procédures opérationnelles. Une deuxième phase a suivi en 2009 lorsque, à compter du 31 mars, six membres d'équipage (quatre Russes et deux Européens) ont été confinés pendant 105 jours dans un ensemble de modules à l'Institut des problèmes biomédicaux (IBMP) de Moscou. L'un des candidats européens actuels, Arc'hanmael Gaillard, faisait d'ailleurs partie de l'équipage de réserve lors de cette étude.

Durant la prochaine expérience de longue durée, l'équipage vivra dans des conditions d'isolement complet, dans un environnement confiné, et il disposera de consommables en quantité limitée. Il ne pourra communiquer avec le monde extérieur que par l'intermédiaire d'Internet avec un délai de transmission de 20 minutes et des moments où il sera impossible d'établir des communications, comme lors d'une véritable mission martienne du fait de la distance entre la Terre et le véhicule spatial. L'équipage fera l'objet d'une surveillance, avec un suivi psychologique, médical et physique qui s'exercera pendant toute la durée de la mission. Les enseignements recueillis seront mis à profit pour les développements techniques et la planification opérationnelle de futures missions d'exploration humaine de longue durée.  

Conduite par l'IBMP, l'expérience Mars500 bénéficie d'une participation importante de l'ESA. La Direction Vols habités de l'ESA entreprend Mars500 dans le cadre du Programme européen de recherche et d'applications en sciences physiques et sciences de la vie dans l'espace (ELIPS), afin de préparer de futures missions humaines à destination de la Lune et de Mars.

L'expérience va se dérouler sur le site de l'IBMP à Moscou, dans un bâtiment spécial qui abrite l'installation d'isolement et le centre de contrôle des opérations, les services techniques et les bureaux. L'installation d'isolement est constituée de quatre modules d'habitation hermétiquement clos et reliés entre eux, ainsi que d'un module externe qui simule la surface martienne. Le volume intérieur total des modules est de 550 mètres cubes.

Vivre comme des astronautes à bord de l'ISS

Le 25 février, en compagnie de leurs homologues russes et chinois, les candidats européens ont commencé à Moscou leur entraînement pour cette expérience d'isolement. Au final, six personnes - deux Européens, trois Russes et peut-être également un Chinois - formeront un équipage qui passera environ 520 jours (voire jusqu'à 700 jours) à l'intérieur des modules de simulation. Comme les astronautes, les candidats ont été sélectionnés sur des critères tels que leur formation, leur expérience professionnelle, leur aptitude médicale et leurs habitudes de vie. Tous parlent russe et anglais ; ils possèdent une expérience en médecine, ingénierie, biologie et technologie de l'information.

Pour la simulation des « opérations de surface » sur Mars qui aura lieu 250 jours après le début de l'étude, l'équipage sera réparti en deux groupes : trois membres s'installeront dans le simulateur de surface martienne tandis que les trois autres resteront dans le « véhicule en orbite ». L'écoutille extérieure sera fermée pendant un mois. Les membres d'équipage qui seront à la « surface » seront amenés à se déplacer revêtus de combinaisons russes Orlan modifiées.

La totalité de la nourriture nécessaire pour toute la durée de l'expérience sera stockée dans l'habitat, de sorte que l'équipage devra gérer au mieux ses provisions du début jusqu'à la fin. Le régime alimentaire sera identique à celui des équipages à bord de la Station spatiale internationale (ISS). Les tâches réalisées par l'équipage seront les mêmes que celles des astronautes de l'ISS : conduite opérationnelle, maintenance, expériences scientifiques et exercices quotidiens. Les membres d'équipage travailleront par équipes sur la base d'une semaine de sept jours comportant deux jours de repos, sauf lorsque des situations spéciales et d'urgence seront simulées.

Peut-être qu'un vol véritable apporterait davantage de gloire et d'impressions fortes, mais cette mission n'en sera pas moins difficile et riche en enseignements utiles pour l'avenir. Les premiers humains qui marcheront sur Mars se souviendront sûrement de ces pionniers.

Source : Communiqué de Presse de l'ESA N° 05-2010 http://www.esa.int/esaCP/SEMBL7CKP6G_France_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Gordon J. Garradd a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 11 Mars 2010 dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), H. Sato, E. Guido, G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), P. R. Holvorcem, M. Schwartz (Tenagra II Observatory), L. Elenin (Tzec Maun Observatory, Mayhill), A. C. Gilmore, P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo), P. Concari, S. Foglia, G. Galli, M. Tombelli (Tzec Maun Observatory, Moorook), et R. Ligustri (RAS Observatory, Moorook).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 E1 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 24 Octobre 2009 à une distance d'environ 2,5 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10E59.html (MPEC 2010-E59)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 07 Novembre 2009 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10J35.html (MPEC 2010-J35)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010E1.html

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C/2010 D3 (WISE)

Une nouvelle comète a été découverte le 26 Février 2010 dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, les observations supplémentaires effectuées le 08 Mars 2010 par Gordon J. Garradd ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 D3 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 02 Septembre 2010 à une distance d'environ 4,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10E34.html (MPEC 2010-E34)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 04 Septembre 2010 à une distance d'environ 4,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F69.html (MPEC 2010-F69)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010D3.html

C/2010 DG56 (WISE)

Un objet circulant sur une orbite rétrograde, découvert le 18 Février 2010 dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) et répertorié en tant qu'astéroïde, a révéle sa nature cométaire lors d'observations supplémentaires effectuées le 05 Mars 2010 par M. Micheli, J. Gazak et D. J. Tholen (Mauna Kea).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 DG56 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 13 Mai 2010 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10E42.html (MPEC 2010-E42)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 15 Mai 2010 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10F83.html (MPEC 2010-F83)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010DG56.html

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C'est une image composée de NGC 1068, une des plus proches et brillantes galaxies contenant un trou noir supermassif grandissant rapidement. Les données de rayons X de l'Observatoire de rayons X Chandra sont montrées en rouge, les données en optique du télescope spatial Hubble en vert et les données par radio du VLA (Very Large Array) en bleu. La structure en spirale de NGC 1968 est montrée par les données de rayons X et optiques, et un jet alimenté par le supermassif trou noir central est montré par les données par radio.

Les images en rayons X et le spectre obtenu en utilisant l'instrument High Energy Transmission Grating Spectrometer de Chandra montrent qu'un fort vent démarre du centre de NGC 1068 à une vitesse d'environ 1,6 million de kilomètres par heure. Ce vent est probablement produit lorsque le gaz environnant est accéléré et réchauffé alors qu'il tourbillonne vers le trou noir. Une partie du gaz est attirée dans le trou noir, mais une partie de lui est éjectée. Les rayons X de haute énergie produits par le gaz près du trou noir réchauffent le gaz sortant, le faisant rougeoyer aux énergies plus basses de rayons X.

Cette étude de Chandra est beaucoup plus profonde que les observations précédentes de rayons X. Elle a permis aux scientifiques de faire une carte en haute définition du volume en forme de cône illuminé par le trou noir et ses vents, et de faire des mesures de précision sur la variation de la vitesse du vent le long du cône. En utilisant ces données il est montré que tous les ans plusieurs fois la masse du Soleil est déversée à de grandes distances, à environ 3.000 années-lumière du trou noir. Le vent porte probablement assez d'énergie pour chauffer le gaz environnant et pour supprimer la formation d'étoiles supplémentaires.

Ces résultats contribuent à expliquer comment un trou noir supermassif peut changer l'évolution de sa galaxie hôte. Il a longtemps été suspecté que la matière emportée d'un trou noir peut affecter son environnement, mais une question clé a été si un tel "recul de trou noir" délivre typiquement assez de puissance pour avoir un impact significatif.

NGC 1068 est située à environ 50 millions d'années-lumière de la Terre et contient un trou noir supermassif environ deux fois plus massif que celui au milieu de la galaxie de la Voie lactée.

http://www.chandra.harvard.edu/photo/2010/ngc1068/

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L'observatoire spatial Herschel de l'ESA a révélé, dans la Nébuleuse d'Orion, les empreintes de molécules organiques signature d'une chimie prébiotique. Le spectre de ces molécules a été obtenu avec HIFI (Heterodyne Instrument for the Far-Infrared - Instrument Hétérodyne pour l'Infrarouge Lointain) - l'un des trois instruments embarqué à bord d'Herschel. L'ensemble des données devrait permettre aux astrophysiciens de mieux comprendre la formation de ces molécules prébiotiques et peut-être la formation des premières briques de la vie.

Le spectrographe HIFI, l'un des trois instruments embarqués à bord de l'observatoire spatial Herschel de l'ESA, est de nouveau disponible depuis janvier 2010. L'analyse des premiers spectres, réalisés depuis cette date, montre que le spectromètre HIFI rempli totalement ses objectifs en obtenant des spectres d'une très haute résolution.

Un des programmes clés, HEXOS, conduit par un scientifique de l'Université du Michigan est destiné, entre autres, à l'étude de plusieurs sources dans la nébuleuse d'Orion. Cette nébuleuse est réputée pour être l'une des "usines chimiques" les plus productives de l'espace, bien que toute l'ampleur de cette chimie et les voies de formation des molécules ne soient pas encore bien comprises.

Le spectre d'Orion obtenu avec HIFI, et présenté ici, inclut une riche et dense suite de "pics", chacun représentant une signature du rayonnement émis par les molécules présentes dans la nébuleuse d'Orion. En cherchant parmi les pics du spectre, les astronomes ont identifié plusieurs molécules bien connues dont les signatures apparaissent à maintes reprises dans le spectre. L'identification des nombreuses autres raies d'émission est actuellement en cours.

En identifiant clairement les raies associées avec les molécules les plus usuelles, les astronomes peuvent alors commencer à extraire les signatures de molécules particulièrement intéressantes du fait de leur rôle dans la chimie prébiotique. Une des caractéristiques du spectre d'Orion est sa richesse spectrale : parmi les molécules qui ont été identifiées dans ce spectre, il y a l'eau, le monoxyde de carbone, le formaldéhyde, le méthanol, le diméthyl éther, le cyanure d'hydrogène, l'oxyde de soufre, le dioxyde de soufre, et leurs isotopomères. On s'attend également à ce que d'autres molécules organiques soient identifiées.

HIFI a été conçu pour fournir des spectres à ultra-haute résolution en utilisant des longueurs d'onde inaccessibles depuis le sol. Le spectre obtenu en quelques heures surpasse déjà largement tous les spectres jamais mesurés sur Orion. Les molécules organiques sont présentes partout dans ce spectre, même aux niveaux les plus bas, ce qui prouve la haute résolution de HIFI.

La nébuleuse d'Orion est un nuage moléculaire qui est le siège de formations stellaires importantes. L'obtention de ces spectres permettra de construire des modèles physico-chimiques pour comprendre la formation stellaire, et étudier plus directement la chimie associée à la naissance des étoiles, des planètes, et d'une certaine façon, à la vie.

Note :

Herschel est un observatoire spatial de l'ESA, dont les instruments ont été fournis par des consortia majoritairement sous responsabilité européenne,  avec une  importante participation de la NASA. HIFI est un spectromètre à haute résolution, conçu et construit par un consortium financé nationalement, mené par le SRON, l'Institut de Recherche Spatiale des Pays-Bas. Le consortium inclut des laboratoires français. Il s'agit du Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (CESR ; INSU-CNRS, Université Paul Sabatier, Observatoire Midi-Pyrénées)  ; du Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux (LAB ; Université de Bordeaux 1, Observatoire Aquitaine des Sciences de l'Univers) ; du Laboratoire d'Etude du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique (LERMA ; INSU-CNRS, Observatoire de Paris, Université Cergy-Pontoise, Université Pierre et Marie Curie, Ecole Normale Supérieure).

Pour en savoir plus: 

- Sur Herschel :

Le site Herschel France

Le site de l'ESA

Le site de HIFI au SRON

- Le communiqué de presse Herschel :

Le site de l'ESA

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/herschel-hifi-devoile-avec-une-tres-haute-resolution-des-molecules-organique-dans-orion

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Une nouvelle comète a été découverte le 25 Février 2010 dans le cadre de la mission WISE. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, les observations supplémentaires effectuées le 04 Mars 2010 par P. Birtwhistle (Great Shefford) ont permis la confirmation de la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 D2 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 02 Juillet 2010 à une distance d'environ 3,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10E12.html (MPEC 2010-E12)

Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie le 04 Mars 2010 à une distance d'environ 3,6 UA du Soleil. La période de la comète P/2010 D2 (WISE) est d'environ 17,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10G65.html (MPEC 2010-G65)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010D2.html

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Mars Express a rencontré Phobos la nuit dernière, passant au ras en douceur à seulement 67 km, plus près que n'importe quel objet d'origine humaine ayant jamais approché la lune énigmatique de Mars. Les données recueillies pourraient aider à résoudre l'origine non seulement de Phobos mais d'autres lunes de "seconde génération".

Quelque chose n'est pas juste au sujet de Phobos. Elle ressemble à un objet solide mais les survols précédents ont montré qu'elle n'est pas assez dense pour être complètement solide. Au lieu de cela, elle doit être poreuse à 25-35%. Ceci a conduit les scientifiques planétaires à croire qu'elle est un peu plus qu'un "tas de débris" entourant Mars. Un tel tas de débris se composerait de grands et de petits blocs tenant ensemble, avec éventuellement des espaces importants entre eux, là où ils ne s'adaptent pas facilement ensemble.

Le survol de la nuit dernière était assez proche pour donner aux scientifiques leurs plus parfaites données jusqu'ici sur le champ gravitationnel de Phobos. Mars Express a accroché le signal radio de la Terre à environ 20h20 UTC. Les oscillateurs de fréquence radio au sol sont 100.000 fois plus stables que ceux sur le vaisseau spatial, aussi pour cette expérience, qui a exigé la meilleure précision possible, le signal a été envoyé jusqu'à Mars Express, puis renvoyé par la sonde vers la Terre.

Les ondes radio voyagent à la vitesse de la lumière et ont mis 6 minutes 34 secondes pour voyager de la Terre au vaisseau spatial la nuit dernière. Ainsi le temps de voyage aller-retour était de 13 minutes 8 secondes. Une fois que le signal a été reçu en retour vers la Terre, il était clairement fort et bon. Si fort que les radioamateurs ont également été en mesure de capter le signal, même si leur équipement n'était pas en mesure de détecter les subtiles variations induites par la gravité de Phobos.

Maintenant que toutes les données sont collectées, l'analyse peut commencer. En premier sera une évaluation de la variation de densité sur la lune. Ceci indiquera aux scientifiques à quel point l'intérieur de Phobos est susceptible de se composer de vides.

« Phobos est probablement un objet du système solaire de seconde génération, » note Martin Pätzold, Universitat Koln, Cologne, en Allemagne, et principal investigateur de l'expérience Mars Radio Science (MaRS). La seconde génération signifie qu'elle a fusionné en orbite après que Mars se soit formée, plutôt que de se former simultanément du même nuage de naissance que la planète rouge. Il y a d'autres lunes autour d'autres planètes où ceci est censé être également le cas, comme Amalthée autour de Jupiter.

Quelle que soit l'origine précise, Phobos finira par se désagréger dans cet état perturbé. Elle se développe en spirales graduellement vers Mars et sera finalement mise en pièces. « Elle provient de débris, elle reviendra débris, » dit Pätzold. En attendant, elle est là pour être étudiée et explorée.

Le survol de la nuit dernière faisait juste partie d'une campagne de 12 survols de Mars Express ayant lieu en Février et Mars 2010. Pour les deux précédents, le radar était en action, essayant de sonder sous la surface de la lune, recherchant des réflexions de structures à l'intérieur. Lors des prochains survols, l'appareil-photo de Mars Express prendra le relais, fournissant des images en haute résolution de la surface de la lune.

http://www.esa.int/esaSC/SEMIPX6K56G_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une île d'étoiles en formation à la périphérie d'Orion

La délicate nébuleuse NGC 1788, située dans un coin sombre et souvent négligé de la constellation d'Orion, est révélée par une nouvelle image finement nuancée que l'ESO publie aujourd'hui. Bien que ce nuage fantomatique soit plutôt isolé des étoiles brillantes d'Orion, les vents puissants et la lumière de ces dernières ont un impact important sur la nébuleuse, façonnant sa forme et en faisant le foyer d'une multitude de jeunes soleils.

Chauve-souris cosmique - NGC 1788 - Crédit : ESO

Les astronomes amateurs du monde entier sont familiers avec la forme caractéristique de la nébuleuse d'Orion. Ils sont toutefois moins nombreux à connaître la nébuleuse NGC 1788, un subtil trésor caché distant d'à peine quelques degrés des étoiles brillantes du baudrier d'Orion.

NGC 1788 est une nébuleuse par réflexion dont le gaz et la poussière dispersent la lumière venant d'un petit amas de jeunes étoiles de telle sorte que le faible rayonnement crée une forme faisant penser à une gigantesque chauve-souris étendant ses ailes. Très peu d'étoiles appartenant à cette nébuleuse sont visibles sur cette image, car la plupart d'entre elles sont assombries par le cocon poussiéreux qui les entoure. La plus importante, appelée HD 293815, peut être distinguée, car c'est l'étoile la plus brillante de la partie supérieure du nuage, juste à côté du centre de l'image et de la ligne noire de poussière bien prononcée qui s'étend à travers la nébuleuse.

Bien qu'au premier coup d'œil NGC 1788 semble être un nuage isolé, des observations couvrant un champ plus vaste que celui présenté sur cette image ont révélé que les étoiles massives brillantes appartenant au vaste groupement d'étoiles d'Orion ont joué un rôle décisif en façonnant NGC 1788 et en stimulant la formation de ses étoiles. Ces étoiles massives sont également à l'origine de l'embrasement de l'hydrogène gazeux dans les parties de la nébuleuse faisant face à Orion, donnant la bordure rouge, presque verticale, visible sur la moitié gauche de l'image.

Toutes les étoiles de cette région sont extrêmement jeunes, avec un âge moyen de seulement un million d'années, à peine le temps d'un clin d'œil comparé aux 4,5 milliards d'années de notre Soleil. En les analysant en détail, les astronomes ont découvert que ces étoiles « d'âge préscolaire » appartiennent naturellement à trois classes bien distinctes : les étoiles légèrement plus vieilles sont situées dans la partie gauche de la bordure rouge, celles qui sont relativement jeunes se trouvent à la droite de cette bordure enfermant ce petit amas dans la nébuleuse et l'illuminant et enfin, les étoiles vraiment les plus jeunes, encore profondément enfouies dans leurs cocons de poussière natifs, se trouvent plus loin sur la droite. Bien qu'aucune de ces dernières ne soit visible sur cette image à cause de la poussière, des douzaines d'entre elles ont été dévoilées grâce à des observations dans les longueurs d'onde infrarouge et millimétrique.

Cette minutieuse distribution des étoiles, avec les plus vieilles plus proches d'Orion et les plus jeunes concentrées sur le côté opposé, laisse penser qu'une vague de formation d'étoiles, générée autour des étoiles massives et chaudes d'Orion, s'est propagée dans l'ensemble de NGC 17 88 et au-delà.

Cette image a été obtenue en utilisant la caméra grand champ WFI (Wide Field Imager) sur le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres de diamètre à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili.

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-09-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des chercheurs du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG : INSU-CNRS, Université Joseph Fourier, Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble) [1] viennent de réaliser une étude sur le rôle que peut avoir l'activité d'une étoile de type solaire, dans la détection d'exoplanète de type exoTerre. Si les taches et plage de l'étoile pendant sa période d'activité calme ne gêneraient pas la détection d'une exoTerre se situant dans une zone dite d'habitabilité, par contre les mouvements convectifs compromettent la détection de ce type d'exoplanète. Il est donc nécessaire de développer de nouveaux moyens de mesures et d'analyse pour dépasser cette limitation. Ce résultat fera l'objet de deux articles dans Astronomy and Astrophysics.

La plupart des exoplanètes connues à ce jour ont été détectées grâce à la méthode dite des « vitesses radiales ». Cette méthode se base sur une analyse très fine des spectres stellaires. Il s'agit de mesurer, pour chaque étoile suivie, les décalages de ses raies spectrales induits par son mouvement réflexe autour du centre de gravité du couple étoile-exoplanète.

Cette mesure nécessite l'obtention de spectres à très haute résolution et à très haute précision. Il est de plus indispensable de vérifier que les décalages mesurés ne sont pas dus à des effets parasites, liés en particulier à l'activité des étoiles observées.

On sait que le Soleil est sujet à un cycle d'activité, se traduisant par la présence de taches froides à sa surface, dont le nombre et la taille varient en fonction de son niveau d'activité, mais aussi de plages qui sont de grandes structures légèrement plus chaudes que le reste de la surface du Soleil. Ces deux types de structures ont une incidence sur l'éclat du Soleil et donc sur sa signature photométrique, et sur les vitesses radiales intégrées. Un troisième élément peut avoir une influence sur les données spectrales. Il s'agit du mouvement de convection à la surface du Soleil qui produit le phénomène de granulation.

Globalement, les mouvements ascendants occupant une plus grande surface que les mouvements descendants, les raies spectrales du Soleil « intégré » sont décalées vers le bleu (« convective blueshift »). Ce bleuissement est toutefois atténué significativement dans les régions magnétiques (taches et plages), dû à une granulation anormale dans ces zones.   Le spectre intégré du Soleil, lorsque celui-ci a des taches ou des plages à sa surface, sera décalé vers le rouge par rapport au spectre du Soleil calme. Au cours du cycle solaire, plages, taches et convection provoquent ainsi des variations complexes des vitesses radiales du Soleil.

Une équipe de chercheurs du LAOG (AML, NM, MD) a analysé en détail l'influence que pouvait avoir ces phénomènes sur la détection d'une exoplanète de type terrestre autour d'une étoile de type solaire, cette exoTerre se situant dans la zone dite « d'habitabilité ». Pour  cela, ils ont simulé les vitesses radiales que l'on mesurerait si le Soleil était une étoile voisine, en utilisant les données provenant d'observations du Soleil et couvrant la période 1993-2007. Au total, plus d'un million de taches et de structures brillantes ont ainsi été prises en compte au cours d'un cycle.

Les simulations font apparaître que la présence de taches et de plages au niveau de la surface du Soleil n'empêcherait pas la détection d'une exoplanète de type Terre dans sa zone habitable, pourvu que les mesures soient réalisées pendant une période de basse activité, et pourvu que l'étoile soit observée de manière très intensive, durant plusieurs années. En revanche, les mouvements convectifs compromettent une telle détection. De nouveaux diagnostiques et outils de mesure puis de correction de la convection doivent impérativement être trouvés et développés pour dépasser cette limitation.

Ces conclusions s'appliquent aux étoiles de type solaire uniquement, et de niveau d'activité semblable à celui du Soleil. Elles tirent parti des connaissances très détaillées que l'on a du Soleil. Elles permettent de mettre en évidence certaines limitations de la méthode des vitesses radiales, les besoins en termes de qualité instrumentale, les stratégies observationnelles à adopter, le choix des cibles, et les développements (modélisation) complémentaires nécessaires. Des études à venir tenteront d'aborder ces questions pour des étoiles de type spectral différent.

Note :

[1] Font partie de cette équipe : Anne-Marie Lagrange, Nadège Meunier, Morgan Desort, LAOG.

Référence : 

« Using the Sun to estimate Earth-like planets detection capabilities.  I. Impact of cold spots ». A.-M. Lagrange, M. Desort, and N. Meunier. A paraître dans Astronomy and Astrophysics.

 « Using the Sun to estimate Earth-like planets détection capabilities. II. Impact of plages ». N. Meunier, M. Desort, A.-M. Lagrange. A paraître dans Astronomy and Astrophysics.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/l-activite-de-certaines-etoiles-perturberait-la-detection-d-exoterre

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), un instrument de seconde génération pour le VLT, le très grand télescope de l'ESO, reçoit ses premiers éléments. Muse est un spectrographe 3D grand champ, permettant d'obtenir les spectres de nombreuses régions mitoyennes dans le ciel de manière simultanée. Le consortium MUSE est piloté par le Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL, INSU-CNRS) et regroupe six autres grands centres de recherche européens [1]. De tels spectrographes peuvent être utilisés comme de véritables explorateurs de l'Univers en trois dimensions (deux pour les positions du ciel et une pour les longueurs d'onde). Muse sera un outil unique et puissant pour la découverte d'objets impossibles à détecter avec les techniques actuelles d'imagerie. Basé sur une multitude de développements technologiques innovants, cet instrument pourra ainsi observer le ciel à un niveau encore jamais atteint jusqu'à présent.

Afin de pouvoir sonder des champs de l'Univers aussi grands que possible, MUSE n'utilisera pas un, mais vingt-quatre spectrographes 3D ! Toute l'intégrité de l'information lumineuse est préservée grâce à l'utilisation d'une nouvelle technologie connue sous le nom de « découpeurs d'images » et MUSE utilise le plus grand découpeur d'images jamais utilisé en astronomie. Chaque spectrographe est équipé d'un détecteur CCD de 16 millions de pixels. C'est la première fois que des détecteurs de cette taille sont utilisés à l'ESO.

Entre la fin 2009 et le début 2010, MUSE a franchi deux importantes étapes: 24 détecteurs de hautes performances ont été livrés à l'ESO par la société EEV. Le premier des 24 spectrographes 3D et le découpeur d'image ont été livrés par la société Winlight Optics à l'équipe du CRAL où ils ont été montés avec le détecteur puis testé. Les spectres obtenus confirment la remarquable qualité des images du spectrographe ainsi que le parfait fonctionnement du système. « Cela signifie que nous pouvons maintenant donner le feu vert pour la production en série des 23 spectrographes et découpeurs d'images suivants à la société Winlight» annonce Luca Pasquini de l'ESO.

En parallèle, à l'ESO, l'ensemble du système cryogénique qui accueillera les 24 détecteurs et leurs cryostats a été assemblé et testé avec succès. Après l'achèvement de la campagne de tests, il sera transféré au CRAL pour l'intégration finale de l'instrument.

Les galaxies lointaines apparaissent minuscules quand on les observe depuis la Terre et leurs images sont floues du fait de l'atmosphère terrestre, leur étude est donc un véritable défi. MUSE utilisera un système innovant d'optique adaptative composé d'un miroir déformable de plus de 1 000 actuateurs et de 4 étoiles lasers qui corrigera les effets des perturbations atmosphériques en temps réel. L'exceptionnel niveau de performance de MUSE permettra ainsi la détection de galaxies qui apparaissent cent millions de fois moins brillantes que les étoiles les moins brillantes que l'on peut observer à l'œil nu.

Cet instrument révolutionnaire, dont la conception a commencé en 2004, devrait « voir » sa première lumière en 2012 sur le site du VLT (Paranal) au Chili. Cette date marquera l'ouverture de la chasse aux jeunes et lointaines galaxies. L'objectif de cette quête est de répondre aux questions fondamentales concernant les premières phases de la formation et de l'évolution des galaxies. Mais MUSE sera aussi un instrument efficace pour s'attaquer aux grandes questions de l'astrophysique du XXI^e siècle dans bien d'autres thématiques. Ainsi, le consortium MUSE a prévu par exemple d'étudier l'environnement de trous noirs super-massifs qui sont supposés être présents dans la plupart des noyaux galactiques, ou encore d'examiner en détail les populations d'étoiles des galaxies proches. Le spectrographe MUSE sera évidemment ouvert à l'ensemble de la communauté scientifique de l'ESO.

Ce projet, unique et ambitieux, permettra de repousser les frontières de la connaissance en astronomie. C'est le fruit d'une forte collaboration européenne regroupant 7 grands centres de recherche européens, dont deux importants laboratoires français : le Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL ; INSU-CNRS, Université Claude Bernard-Lyon I, Ecole Normale Supérieure de Lyon), responsable du projet et le Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes (LATT ; INSU-CNRS, Université Paul Sabatier ; Observatoire Midi-Pyrénées). Plus de cent scientifiques et ingénieurs sont impliqués dans ce projet, réunissant ainsi l'ensemble des compétences nécessaires pour réaliser et exploiter ce fabuleux instrument - de l'optique à l'observation et à la théorie astrophysique en passant par la mécanique, la cryogénie, le traitement du signal et le management. Autant de savoir-faire mis en œuvre de manière coordonnée pour atteindre un but unique, l'avancée de notre connaissance de l'Univers.

Note :

[1] Le consortium MUSE est piloté par le Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL : INSU-CNRS, Université Claude Bernard-Lyon I, Ecole Normale Supérieure de Lyon - France) et comprend les centres de recherche suivants : l'Observatoire européen Austral (ESO), le Leiden Observatory (NOVA - Hollande), le Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes (LATT : INSU-CNRS,Université Paul Sabatier ; Observatoire Midi-Pyrénées - France), l'Institut für Astrophysik (Georg-August University of Göttingen - Allemagne), l'Insitute for Astronomy à ETH, Zurich (Suisse) et l'Astrophysikalisches Institut Potsdam (Allemagne).

Pour en savoir plus:

Tout savoir sur MUSE sur le site du CRAL

La page MUSE sur le site de l'ESO

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/une-muse-pour-le-vlt-le-tres-grand-telescope-de-l-eso

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie