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La comète Siding Spring plonge vers le Soleil sur une orbite d'environ 1 million d'années. La comète, découverte en 2013, était dans le rayon de l'orbite de Jupiter quand le télescope spatial Hubble l'a photographiée le 11 Mars 2014. Hubble résout deux jets de poussières provenant du solide noyau de glace. Ces jets persistants apparaissent dans les images de Hubble prises le 29 Octobre 2013. Le dispositif devrait permettre aux astronomes de mesurer la direction du pôle du noyau, et donc, l'axe de rotation.

La comète fera son approche au plus près du Soleil le 25 Octobre 2014 à une distance de 209,2 millions de kilomètres, bien au-delà de l'orbite terrestre. Sur son parcours de rapprochement, la comète Siding Spring passera à environ 135.000 kilomètres de Mars le 19 octobre 2014, ce qui est moins de la moitié la distance de la Lune à la Terre. La comète ne devrait pas devenir assez lumineuse pour être vue à l'œil nu.

Crédit : NASA, ESA, and J.-Y. Li (Planetary Science Institute)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/19/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Deux anneaux encerclent Chariklo

Vue d'artiste des anneaux qui entourent l'astéroïde Chariklo - Crédit : ESO/L. Calçada/Nick Risinger (skysurvey.org)

Des observations effectuées en divers sites d'Amérique du Sud, à l'Observatoire de La Silla de l'ESO notamment, ont révélé l'étonnante existence de deux anneaux denses et étroits à la fois autour de l'astéroïde Chariklo. Ce corps lointain constitue à l'heure actuelle le plus petit objet doté d'un système d'anneaux, et le cinquième objet seulement de notre Système Solaire – après les planètes géantes Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune – à présenter cette caractéristique. L'origine de ces anneaux demeure inconnue à ce jour ; il pourrait s'agir d'un disque de débris résultant d'une collision. Ces nouveaux résultats seront publiés dans l'édition en ligne de la revue Nature le 26 mars 2014.

Les anneaux de Saturne constituent l'une des plus belles attractions du ciel nocturne ; des anneaux de taille plus modeste entourent également les autres planètes géantes. En dépit de nombreuses recherches, aucun système d'anneaux n'avait été découvert autour d'objets de plus faibles dimensions gravitant à l'intérieur du Système Solaire. Toutefois, des observations récentes de la lointaine petite planète [1] (10199) Chariklo [2], effectuées alors qu'elle transitait devant une étoile, ont révélé que cet objet était lui aussi doté de deux anneaux, très minces.

"Nous n'étions pas à la recherche d'un anneau ; nous étions d'ailleurs loin de penser que de petits corps tel Chariklo en étaient dotés. Aussi, cette découverte – tout comme la surprenante quantité de détails observés – se révéla être une réelle surprise !", nous confie Felipe Braga-Ribas (Observatoire National/MCTI, Rio de Janeiro, Brésil), responsable de la campagne d'observations et auteur principal de l'article.

Chariklo est le membre le plus important de la classe d'objets baptisés Centaures [3] ; il orbite entre Saturne et Uranus dans le Système Solaire extérieur. Il était prévu que son passage devant l'étoile UCAC248-108672 serait observable le 3 juin 2013 dans le ciel Sud-Américain [4]. Des astronomes ont ainsi utilisé sept télescopes dont le télescope danois de 1,54 mètre de diamètre et le télescope TRAPPIST qui équipent l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili [5] et ont réussi à observer la disparition de l'étoile durant quelques secondes alors que sa lumière était occultée par Chariklo [6].

Toutefois, les découvertes des astronomes dépassèrent largement leurs attentes. Durant les quelques secondes qui précédèrent et suivirent l'occultation principale, la luminosité apparente de l'étoile accusa également de très légères variations [7]. Quelque chose autour de Chariklo bloquait la lumière en provenance de l'étoile ! En effectuant des comparaisons entre les résultats d'observations menées en divers sites d'Amérique du Sud, l'équipe a été en mesure de reconstituer, non seulement la forme et les dimensions de l'objet lui-même, mais également la forme, la largeur, l'orientation ainsi que quelques autres propriétés propres au système d'anneaux nouvellement découvert.

"Il m'est apparu assez incroyable que nous soyons capables, non seulement de détecter un système d'anneaux, mais également d'entrevoir sa structure interne, constituée de deux anneaux distincts" ajoute Uffe Gråe Jørgensen (Institut Niels Bohr, Université de Copenhague, Danemark). "J'essaie de m'imaginer debout, à la surface de cet objet glacé – suffisamment petit pour qu'une voiture de course puisse atteindre la vitesse d'échappement et s'envoler dans l'espace, observant un système d'anneaux large de 20 kilomètres, 1000 fois plus proche que la Lune de la Terre" [8].

Bien que de nombreuses questions demeurent sans réponse, les astronomes pensent que ce type d'anneaux s'est vraisemblablement constitué à partir des vestiges d'une collision et que la distribution de ces vestiges en deux anneaux résulte certainement de la présence de petits objets satellites.

"Ainsi donc, à l'image des anneaux, un ou plusieurs petits satellites attendent certainement d'être découvertes autour de Chariklo", conclut Felipe Braga Ribas.

A leur tour, les anneaux devraient ultérieurement donner naissance à un petit satellite. Une telle succession d'évènements, appliquée à une échelle plus vaste, pourrait fort bien expliquer la naissance de notre propre Lune peu après la formation du Système Solaire, tout comme l'origine de nombreux autres satellites en orbite autour de planètes et d'astéroïdes.

Les responsables de ce projet ont provisoirement baptisé les anneaux Oiapoque et Chui, en référence aux deux fleuves qui traversent les extrémités nord et sud du Brésil [9].

Note :

[1] L'ensemble des objets qui orbitent autour du Soleil, dont les dimensions (et la masse) sont trop faibles pour que leur propre gravité leur confère une forme à peu près sphérique, ont été récemment qualifiés par l'IAU de petits corps du système solaire. Cette classe d'objets rassemble à l'heure actuelle la plupart des astéroïdes du Système Solaire, les objets proches de la Terre (NEOs), les astéroïdes troyens de Mars et Jupiter, la plupart des Centaures et des objets TransNeptuniens (TNOs) ; enfin, les comètes. Dans le langage courant, les termes astéroïdes et planétoïdes désignent bien souvent les mêmes objets.

[2] Le Centre des Petites Planètes de l'IAU est le centre de détection des petits corps du Système Solaire. Leurs appellations sont constituées de deux parties : un nombre – qui reflétait autrefois l'ordre de leur découverte mais aujourd'hui l'ordre dans lequel se situent leurs orbites – et un nom.

[3] Les Centaures sont de petits corps caractérisés par des orbites instables dans le Système Solaire externe, qui croisent les orbites des planètes géantes. Parce que leurs orbites subissent de fréquentes perturbations, ils n'y demeurent très certainement que quelques millions d'années. Les Centaures diffèrent des nombreux astéroïdes qui composent la ceinture située entre les orbites de Mars et Jupiter ; il est probable qu'ils soient issus de la ceinture de Kuiper. Leur appellation vient du fait qu'à l'image des centaures de la mythologie grecque, ils partagent certaines des caractéristiques propres à deux types d'objets distincts, les comètes d'une part, les astéroïdes d'autre part. Chariklo lui-même paraît se comporter comme un astéroïde, et ne semble présenter aucune activité cométaire.

[4] Une recherche systématique, effectuée au moyen du télescope MPG/ESO de 2,2 mètres qui équipe l'Observatoire de La Silla de l'ESO, et récemment publiée, a permis de prévoir la survenue de cet événement.

[5] Les observations ont été effectuées au moyen du télescope danois de 1,54 mètre de diamètre et du télescope TRAPPIST qui équipent l'Observatoire de La Silla de l'ESO ainsi qu'au moyen d'instruments installés sur les observatoires suivants : l'Observatoire de l'Université Catholique (UCO) de Santa Marina, piloté par l'Université Catholique Pontificale du Chili (PUC) ; les télescopes PROMPT, qui sont la propriété de et sont pilotés par l'Université de Caroline du Nord à Chapel Hill ; l'Observatoire Pico dos Dias du Laboratoire National d'Astrophysique (OPD/LNA) – Brésil ; le télescope de Recherche Astrophysique dans l'Hémisphère Sud (SOAR), le télescope Caisey Harlingten de 20 pouces qui fait partie du Réseau Searchlight Observatory Network; le télescope de R. Sandness des Explorations Célestes à San Pedro de Atacama ; l'Observatoire de l'Université d'Etat de Ponta Grossa ; l'Observatoire Astronomique de Los Molinos (OALM) – Uruguay; l'Observatoire Astronomique, Station Astronomique de Bosque Alegre, Université Nationale de Cordoba, Argentine ; l'observatoire astronomique Casimiro Montenegro Filho Polo.

[6] Il s'agit là de la seule méthode de détermination précise de la taille et de la forme d'un objet si éloigné – Chariklo est caractérisé par un diamètre de 250 kilomètres seulement et se situe à plus d'un milliard de kilomètres de la Terre. Même les observations télescopiques les plus fines ne laissent apparaître qu'un point faiblement lumineux pour un objet si petit et si distant.

[7] Les anneaux d'Uranus ainsi que les arcs situés de part et d'autre de Neptune ont été découverts au moyen d'une semblable méthode, durant les occultations de 1977 et 1984 respectivement. Les télescopes de l'ESO ont également contribué à la découverte de l'anneau de Neptune.

[8] La vitesse d'échappement avoisinant les 350 km/h, la voiture de course devrait être extrêmement rapide – elle devrait s'apparenter à une Bugatti Veyron 16.4 ou une McLaren F1.

[9] Ces appellations ne présentent aucun caractère officiel. Elles facilitent simplement le travail de l'équipe. Des appellations formelles leur seront prochainement attribuées par l'IAU, sur la base de critères bien établis.

Plus d'informations

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé "A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo", par F. Braga-Ribas et al., à paraître dans l'édition en ligne de la revue Nature le 26 mars 2014.

L'équipe est constituée de F. Braga-Ribas (Observatoire National/MCTI, Rio de Janeiro, Brésil), B. Sicardy (LESIA, Observatoire de Paris, Paris, France [LESIA]), J. L. Ortiz (Institut d'Astrophysique d'Andalousie, Grenade, Espagne), C. Snodgrass (Institut Max Planck dédié à la Recherche dans le Système Solaire, Katlenburg-Lindau, Alemagne), F. Roques (LESIA), R. Vieira- Martins (Observatoire National/MCTI, Rio de Janeiro, Brésil; Observatoire de Valongo, Rio de Janeiro, Brésil; Observatoire de Paris, France), J. I. B. Camargo (Observatoire National/MCTI, Rio de Janeiro, Brésil), M. Assafin (Observatoire de Valongo/UFRJ, Rio de Janeiro, Brésil), R. Duffard (Institut d'Astrophysique d'Andalousie, Grenade, Espagne), E. Jehin (Institut d'Astrophysique de l'Université de Liège, Liège, Belgique), J. Pollock (Université d'Etat des Appalaches, Boone, Etats-Unis), R. Leiva (Université Pontificale Catholique du Chili, Santiago, Chili), M. Emilio (Université d'Etat de Ponta Grossa, Ponta Grossa, Brésil), D. I. Machado (Observatoire Astronomique de Casimiro Montenegro Filho/FPTI-BR, Foz do Iguaçu, Brésil; Université d'Etat de Oeste de Paraná (Unioeste), Foz do Iguaçu, Brésil), C. Colazo (Ministère de l'Education de la Province de Córdoba, Córdoba, Argentine; Observatoire Astronomique, Université Nationale de Córdoba, Córdoba, Argentine), E. Lellouch (LESIA), J. Skottfelt (Institut Niels Bohr, Université de Copenhague, Copenhague, Danemark; Centre d'Etude de la Formation des Etoiles et des Planètes, Musée Géologique, Copenhague, Danemark), M. Gillon (Institut d'Astrophysique de l'Université de Liège, Liège, Belgique), N. Ligier (LESIA), L. Maquet (LESIA), G. Benedetti-Rossi (Observatoire National/MCTI, Rio de Janeiro, Brésil), A. Ramos Gomes Jr (Observatoire de Valongo, Rio de Janeiro, Brésil, P. Kervella (LESIA), H. Monteiro (Institut de Physique de Química, Itajubá, Brésil), R. Sfair (UNESP – Université d'Etat Paulista, Guaratinguetá, Brésil), M. El Moutamid (LESIA; Observatoire de Paris, Paris, France), G. Tancredi (Observatoire Astronomique de Los Molinos, DICYT, MEC, Montevideo, Uruguay; Département d'Astronomie, Faculté des Sciences, Uruguay), J. Spagnotto (Observatoire El Catalejo, Santa Rosa, La Pampa, Argentine), A. Maury (Explorations Célestes de San Pedro de Atacama, San Pedro de Atacama, Chili), N. Morales (Institut d'Astrophysique d'Andalousie, Grenade, Espagne), R. Gil-Hutton (Complexe Astronomique d'El Leoncito (CASLEO) et Université Nationale de San Juan, San Juan, Argentine), S. Roland (Observatoire Astronomique de Los Molinos, DICYT, MEC, Montevideo, Uruguay), A. Ceretta (Dépatement d'Astronomie, Faculté des Sciences, Uruguay; Observatoire de IPA, Enseignement Secondaire, Uruguay), S.-h. Gu (Observatoires Astronomiques Nationaux/Observatoire Yunnan; Laboratoire d'Etude de la Structure et de l'Evolution des Objets Célestes, Académie Chinoise des Sciences, Kunming, Chine), X.-b. Wang (Observatoires Astronomiques Nationaux/Observatoire Yunnan; Laboratoire d'Etude de la Structure et de l'Evolution des Objets Célestes, Académie Chinoise des Sciences, Kunming, Chine), K. Harpsøe (Institut Niels Bohr, Université de Copenhague, Copenhague, Danemark; Centre d'Etude de la Formation des Etoiles et des Planètes, Musée Géologique, Copenhague, Danemark), M. Rabus (Université Pontificale Catholique du Chili, Santiago, Chili; Institut Max Planck dédié à l'Astronomie, Heidelberg, Allemagne), J. Manfroid (Institut d'Astrophysique de l'Université de Liège, Liège, Belgique), C. Opitom (Institut d'Astrophysique de l'Université de Liège, Liège, Belgique), L. Vanzi (Université Pontificale Catholique du Chili, Santiago, Chili), L. Mehret (Université d'Etat de Ponta Grossa, Ponta Grossa, Brésil), L. Lorenzini (Observatoire Astronomique de Casimiro Montenegro Filho/FPTI-BR, Foz do Iguaçu, Brésil), E. M. Schneiter (Observatoire Astronomique, Université Nationale de Córdoba, Córdoba, Argentine; Conseil National de la Recherche Scientifique et Technique (CONICET), Argentine; Institut d'Astrophysique Théorique et Expérimentale IATE–CONICET, Córdoba, Argentine; Université Nationale de Córdoba, Córdoba, Argentine), R. Melia (Observatoire Astronomique, Université Nationale de Córdoba, Córdoba, Argentine), J. Lecacheux (LESIA), F. Colas (Observatoire de Paris, Paris, France), F. Vachier (Observatoire de Paris, Paris, France), T. Widemann (LESIA), L. Almenares (Observatoire Astronomique de Los Molinos, DICYT, MEC, Montevideo, Uruguay; Département d'Astronomie, Faculté des Sciences, Uruguay), R. G. Sandness (Explorations Célestes de San Pedro de Atacama, San Pedro de Atacama, Chili), F. Char (Université d'Antofagasta, Antofagasta, Chili), V. Perez (Observatoire Astronomique de Los Molinos, DICYT, MEC, Montevideo, Uruguay; Département d'Astronomie, Faculté des Sciences, Uruguay), P. Lemos (Département d'Astronomie, Faculté des Sciences, Uruguay), N. Martinez (Observatoire Astronomique de Los Molinos, DICYT, MEC, Montevideo, Uruguay; Département d'Astronomie, Faculté des Sciences, Uruguay), U. G. Jørgensen (Institut Niels Bohr, Université de Copenhague, Copenhague, Danemark; Centre d'Etude de la Formation des Etoiles et des Planètes, Musée Géologique, Copenhague, Danemark), M. Dominik (Université de St Andrews, St Andrews, Royaume-Uni), F. Roig (Observatoire National/MCTI, Rio de Janeiro, Brésil), D. E. Reichart (Université de Caroline du Nord – Chapel Hill, Caroline du Nord [UNC]), A. P. LaCluyze (UNC), J. B. Haislip (UNC), K. M. Ivarsen (UNC), J. P. Moore (UNC), N. R. Frank (UNC) et D. G. Lambas (Observatoire Astronomique, Université Nationale de Córdoba, Córdoba, Argentine; Institut d'Astrophysique Théorique et Expérimentale IATE–CONICET, Córdoba, Argentine).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- Article paru dans Nature

- Photos du télescope danois d'1,54 mètre

- Photos de TRAPPIST

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1410/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Il y a près de 14 milliards d'années, l'Univers que nous habitons a fait irruption dans l'existence par un événement extraordinaire qui a initié le Big Bang. Dans l'éphémère première fraction de seconde, l'Univers s'est étendu de façon exponentielle, s'étirant bien au-delà de la vue de nos meilleurs télescopes. Tout cela, bien sûr, était seulement de la théorie.

Les chercheurs de la collaboration BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization 2) ont annoncé la première preuve directe de cette inflation cosmique. Leurs données représentent également les premières images des ondes gravitationnelles ou des ondulations dans l'espace-temps. Ces ondes ont été décrites comme les « premiers tremblements du Big Bang ». Enfin, les données confirment un lien profond entre la mécanique quantique et la relativité générale.

« Détecter ce signal est l'un des plus importants objectifs dans la cosmologie aujourd'hui. Beaucoup de travail de beaucoup de gens a conduit jusqu'ici, » a déclaré John Kovac (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), responsable de la collaboration BICEP2.

Ces résultats révolutionnaires proviennent des observations par le télescope BICEP2 du fond diffus cosmologique -- une faible lueur laissée par le Big Bang. Les infimes fluctuations dans cette rémanence fournissent des indices sur les conditions dans les débuts de l'Univers. Par exemple, les petites différences de température à travers le ciel montrent où certaines parties de l'Univers étaient plus denses, se condensant éventuellement en galaxies et amas galactiques.

Étant donné que le fond diffus cosmologique est une forme de lumière, il présente toutes les propriétés de la lumière, y compris la polarisation. Sur Terre, la lumière du Soleil est diffusée par l'atmosphère et devient polarisée, ce qui explique pourquoi les lunettes de Soleil polarisées aident à réduire l'éblouissement. Dans l'espace, le fond diffus cosmologique a été dispersé par les atomes et les électrons et est devenu aussi polarisé.

« Notre équipe a cherché un type particulier de polarisation appelé « modes B », qui représente un motif de torsion ou de « boucle» dans les orientations polarisées de la lumière antique, » a commenté le co-leader Jamie Bock (JPL/Caltech).

Les ondes gravitationnelles compressent l'espace lorsqu'elles voyagent, et cette compression produit un dessin distinct dans le fond diffus cosmologique. Les ondes gravitationnelles ont une « chiralité » (préférence gauche ou droite), à peu près comme des ondes lumineuses et peuvent avoir des polarisations à gauche et à droite.

« Le motif tourbillonnant en mode B est une signature unique d'ondes gravitationnelles en raison de son caractère gaucher ou droitier. C'est la première image directe d'ondes gravitationnelles dans le ciel primordial, » annonce le co-leader Chao-Lin Kuo (Stanford/SLAC).

L'équipe a examiné les échelles spatiales sur le ciel s'étendant sur environ un à cinq degrés (deux à dix fois la largeur de la Pleine Lune). Pour ce faire, ils ont voyagé vers le pôle Sud pour profiter de son air froid, sec, et stable.

« Le Pôle Sud est le plus proche que vous pouvez obtenir à l'espace et être toujours sur le terrain, » a déclaré Kovac. « C'est un des endroits les plus secs et les plus clairs sur la Terre, parfait pour observer les faibles micro-ondes du Big Bang. »

Ils ont été surpris de détecter un signal de polarisation mode B beaucoup plus résistant que ce que à quoi les cosmologistes s'attendaient. L'équipe a analysé leurs données pendant plus de trois ans dans le but d'exclure toute erreur. Ils ont également examiné si les poussières dans notre galaxie pouvaient produire le modèle observé, mais les données suggèrent que c'est hautement improbable.

« C'est comme chercher une aiguille dans une botte de foin, mais au lieu de cela, nous avons découvert un pied de biche, » a déclaré le co-leader Clem Pryke (Université du Minnesota).

Quand on lui demande de présenter des observations sur les implications de cette découverte, le physicien théoricien Avi Loeb, de l'Université de Harvard, déclare, « Ce travail offre de nouvelles perspectives sur certaines des questions plus fondamentales : pourquoi existons-nous ? Comment l'Univers a-t-il débuté ? Ces résultats ne sont pas seulement une preuve irréfutable de l'inflation, mais ils nous disent aussi quand l'inflation s'est déroulée et comment était la puissance du phénomène. »

BICEP2 est la seconde étape d'un programme coordonné, le BICEP et les expériences de Keck Array, qui a une structure co-PI. Les quatre PIs sont John Kovac (Harvard), Clem Pryke (UMN), Jamie Bock (JPL/Caltech) et Chao-Lin Kuo (Stanford/SLAC). Tous ont travaillé ensemble sur le résultat actuel, ainsi que des équipes talentueuses d'étudiants et de scientifiques. Les autres grandes institutions collaboratrices pour BICEP2 comprennent l'Université de Californie à San Diego, l'Université de la Colombie-Britannique, le National Institute of Standards and Technology, l'Université de Toronto, l'Université de Cardiff, le Commissariat à l'Energie Atomique.

Les détails techniques et articles de journaux se trouvent sur le site web de communiqué de BICEP2 : http://bicepkeck.org

http://www.cfa.harvard.edu/news/2014-05

http://actu.orange.fr/sciences/observation-directe-des-premieres-secousses-du-big-bang-afp_2883592.html

http://fr.wikipedia.org/wiki/Onde_gravitationnelle

http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actu-le-fond-diffus-cosmologique-revele-ses-modes-b-31842.php

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette mosaïque colorée du télescope spatial Hubble d'une petite partie de la nébuleuse de la Tête de Singe (NGC 2174) dévoile une collection de noeuds sculptés de gaz et de poussière se découpant sur le gaz incandescent. Le nuage est sculpté par la lumière ultraviolette empiétant sur le gaz d'hydrogène frais. Comme les particules de poussière interstellaires sont réchauffées du rayonnement des étoiles dans le centre de la nébuleuse, elles chauffent et commencent à briller dans l'infrarouge, comme capturées par Hubble. La photo de l'espace ressemble superficiellement à la "La Grande Vague" peinte par l'artiste japonais du 19ème siècle Katsushika Hokusai.

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

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/15/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte sur les images CCD prises par Cristovao Jacques, E. Pimentel et J. Barros avec le télescope de 0.45-m f/2.9 au Southern Observatory for Near Earth Research (SONEAR) à Oliveira, Brésil. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire a été confirmée par de nombreux observateurs.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2014 E2 (Jacques) indiquent un passage au périhélie le 29 Juin 2014 à une distance d'environ 0,60 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14E84.html (MPEC 2014-E84)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 02 Juillet 2014 à une distance d'environ 0,65 UA du Soleil. La comète pourrait alors atteindre une magnitude proche de 10, et bien que non visible à l'oeil nu, pourrait devenir un bel objet céleste observable dans les instruments d'amateur. Après son passage au plus près du Soleil, la comète survolera Vénus à la mi-Juillet, passant à environ 13 millions de kilomètres de la planète, avant son passage fin Août auprès de la Terre, à une distance d'environ 84 millions de kilomètres.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14E86.html (MPEC 2014-E86)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK14E020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2014%20E2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2014 AA52 (Catalina)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 11 Janvier 2014 dans le cadre du Catalina Sky Survey, a montré par la suite des caractéristiques cométaires. Des observations antérieures à la découverte, obtenues le 04 Janvier 2014 par les membres de l'équipe de Pan-STARRS 1, ont également été identifiées.

Les éléments orbitaux de la comète C/2014 AA52 (Catalina) indiquent un passage au périhélie le 27 Février 2015 à une distance d'environ 2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14D45.html (MPEC 2014-D45)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK14A52A

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2014%20AA52;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2008 J2 = 2014 D1 (Beshore)

La comète P/2008 J2 (Beshore), découverte initialement par Ed Beshore avec le télescope de 1.5-m du Mt Lemmon et observée pour la dernière fois le 04 Avril 2008, a été retrouvée le 27 Février 2014 au Cordell-Lorenz Observatory, Sewanee, avec le Schmidt-Cassegrain de 0.3-m f/2.5. Des images antérieures à la découverte, datant du 02 Janvier 2014, ont été identifiées dans les données du Mt. Lemmon Survey.

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 J2 = 2014 D1 (Beshore) indiquent un passage au périhélie le 29 Août 2014 à une distance d'environ 2,3 UA du Soleil, et une période d'environ 6,4 ans pour cette comète de type Encke.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14D59.html (MPEC 2014-D59)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK08J020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2014%20D1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 J2 = 2014 D1 (Beshore) a reçu la dénomination définitive de 297P/Beshore en tant que 297ème comète périodique numérotée.

P/2014 D2 (Catalina-PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte le 27 Février 2014 indépendamment par R. E. Hill dans le cadre du Catalina Sky Survey et par les membres de l'équipe de Pan-STARRS 1. La nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de R. E. Hill (Catalina Sky Survey) du 06 Mars, de R. J. Wainscoat, P. Veres et D. Woodworth (Mauna Kea) du 07 Mars, de P. Dupouy et J. B. de Vanssay (Observatoire de Dax) du 08 Mars, de S. Foglia et G. Galli (GiaGa Observatory) du 08 Mars, et de H. Sato (via iTelescope Observatory, Nerpio) du 09 Mars.

Des observations antérieures à la découverte, obtenues le 21 Janvier 2013, le 04 Décembre 2013, le 17 Janvier 2014, et les 13 et 21 Février 2014, ont été identifiées dans les données de Pan-STARRS 1.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2014 D2 (Catalina-PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 23 Février 2015 à une distance d'environ 3,1 UA du Soleil, et une période d'environ 9,1 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14E50.html (MPEC 2014-E50)

La détermination de l'orbite a permis de relier la comète P/2014 D2 à la planète mineure 2005 EL285 observée le 11 Mars 2005 par LONEOS,  le 17 Mars 2005 par LINEAR, et le 11 Juillet 2005 par G. J. Garradd (Siding Spring Survey). De nouvelles observations de la comète ont été obtenues le 27 Mars 2014 par les membres de l'équipe du Cordell-Lorenz Observatory, Sewanee.

Les éléments orbitaux de la comète P/2014 D2 = 2005 EL284 (Catalina-PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 23 Février 2015 à une distance de 3,1 UA du Soleil, et une période d'environ 9,1 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14F71.html (MPEC 2014-F71)

http://www.oaa.gr.jp/~oaacs/nk/nk2656r.htm

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK14D020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2014%20D2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2014 D2 = 2005 EL284 (Catalina-PANSTARRS) a reçu la dénomination définitive de 299P/Catalina-PANSTARRS en tant que 299ème comète périodique numérotée.

P/2014 E1 (Larson)

Une nouvelle comète a été découverte par S. M. Larson sur les images CCD obtenues le 10 Mars 2014 avec télescope Schmidt de 0.68-m dans le cadre du Catalina Sky Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de F. Losse (St Pardon de Conques), J.-F. Soulier (Maisoncelles), H. Sato (via iTelescope Observatory, Nerpio), A. Chapman (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), T. Linder et R. Holmes (via Cerro Tololo), D. T. Durig, E. W. Benjamin, C. C. Fisher et N. J. Gideon (Cordell-Lorenz Observatory, Sewanee), A. Novichonok (via iTelescope SRO Observatory, Auberry), W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), R. Ligustri (via iTelescope Observatory, Mayhill), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Mayhill), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), M. Tichy, J. Ticha, M. Honkova et M. Kocer (Klet Observatory-KLENOT), P. Dupouy et J. B. de Vanssay (Observatoire de Dax), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), A. Maury et J.-G. Bosch (CAO, San Pedro de Atacama (since 2013)), et M. Schwartz et P. R. Holvorcem (Tenagra II Observatory). Des observations antérieures à la découverte, datant du 21 Janvier 2014, obtenues dans le cadre du Catalina Sky Survey ont également été identifiées.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2014 E1 (Larson) indiquent un passage au périhélie le 24 Mai 2014 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil, et une période d'environ 7 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14E78.html (MPEC 2014-E78)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 22 Mai 2014 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil, et une période d'environ 7,1 ans

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14JA2.html (MPEC 2014-J102)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK14E010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2014%20E1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un ensemble d'observations récentes et antérieures met en évidence l'existence d'un système binaire exotique

La portion de ciel qui entoure l'étoile hypergéante jaune HR 5171 - Crédit : ESO/Digitized Sky Survey 2

L'Interféromètre du Très Grand Télescope de l'ESO a découvert l'étoile jaune la plus grosse parmi les dix étoiles de plus grandes dimensions connues à ce jour. Le diamètre de cette hypergéante est au moins 1300 fois supérieur à celui du Soleil en effet. Par ailleurs, elle fait partie d'un système d'étoiles double dont la seconde composante se situe si près qu'elle se trouve en contact direct avec l'étoile principale. Enfin, des observations recueillies durant plus de soixante ans, pour certaines par des astronomes amateurs, soulignent l'existence de rapides variations au sein de cet objet rare et remarquable à la fois, et suggèrent la possibilité qu'on l'observe au moment d'une très brève période de son histoire.

C'est au moyen de l'Interféromètre du Très Grand Télescope (VLTI) de l'ESO qu'Olivier Chesneau (CNRS-Université de Nice Sophia Antipolis - Observatoire de la Côte d'Azur, Nice, France) et une équipe internationale de chercheurs ont découvert le gigantisme de l'étoile hypergéante jaune notée HR 5171 A[1]. Son diamètre, nettement supérieur à ce qui était attendu [2], équivaut à 1300 fois celui du Soleil, ce qui lui confère le statut d'étoile jaune de plus grande dimension connue à ce jour. Elle figure également parmi le "top ten" des plus grosses étoiles observées – son diamètre est 50% plus élevé que celui de la célèbre supergéante rouge Bételgeuse – et sa luminosité un million de fois supérieure à celle du Soleil.

"Les nouvelles observations ont également montré que cette étoile fait partie d'un système binaire et que son compagnon se situe à très grande proximité, ce qui constitue une véritable surprise", confie Olivier Chesneau. "Les deux étoiles sont si proches l'une de l'autre qu'elles se touchent littéralement et que le système ressemble à une énorme cacahuète".

Pour les besoins de leurs observations, les astronomes ont utilisé la technique de l'interférométrie, qui consiste à combiner la lumière collectée par de nombreux télescopes individuels, et revient donc à simuler un télescope géant dont le diamètre avoisinerait les 140 mètres. Les résultats obtenus au moyen de cette technique ont enjoint l'équipe à soigneusement étudier les observations précédentes de cette étoile, étalées sur plus d'une soixantaine d'années, afin de retracer l'évolution de son comportement au fil du temps [3].

Les hypergéantes jaunes sont des objets extrêmement rares. Une douzaine d'entre elles seulement peuplent notre galaxie – Rho Cassiopeiae en constitue l'exemple le plus connu. Ces étoiles figurent parmi les plus grosses et les plus brillantes observées à ce jour. Par ailleurs, leur stade évolutif leur confère une certaine instabilité et engendre de brusques variations. Cette instabilité provoque l'expulsion d'une partie de la matière qui les constitue, ce qui se traduit par la formation, autour de l'étoile, d'une atmosphère vaste et étendue.

Bien qu'elle se situe à quelque 12 000 années lumière de la Terre, cette étoile peut être aperçue à l'oeil nu [4] par un observateur expérimenté. La comparaison entre les résultats d'observations menées ces soixante dernières années a permis de retracer l'évolution récente de HR 5171 A : il est ainsi apparu que son diamètre a nettement augmenté au cours des 40 dernières années, causant son refroidissement. Il est très rare de pouvoir observer la brusque variation de température qui accompagne cette phase stellaire évolutive extrêmement rapide.

L'analyse des données relatives aux variations de luminosité de l'étoile – issues de données collectées par d'autres observatoires – a permis aux astronomes de confirmer l'appartenance de cet objet aux systèmes binaires à éclipses : au fil de sa rotation en effet, le composant de taille inférieure passe devant puis derrière celui de dimension supérieure. Dans le cas présent, l'étoile compagnon parcourt son orbite autour de HR 5171 A en 1300 jours ; sa température de surface est légèrement supérieure à celle de HR 5171 A, voisine de 5000 degrés Celsius.

Olivier Chesneau conclut ainsi : "l'existence jusqu'alors inconnue de ce compagnon peut influer sur le destin de HR 5171 A. Elle peut par exemple se traduire par l'éjection de son enveloppe externe, modifiant ainsi le cours de son évolution."

Cette nouvelle découverte souligne toute l'importance d'étudier ces hypergéantes jaunes à courte durée de vie. Leur étude détaillée pourrait nous aider à mieux comprendre les processus évolutifs qui gouvernent les étoiles massives en général.

Note :

[1] Cette étoile est également connue sous les appellations suivantes : V766 Cen, HD 119796 et HIP 67261

[2] Les objets de tailles et masses comparables sont toutes des supergéantes rouges, caractérisées par des rayons pouvant atteindre 1000 à 1500 rayons solaires avec des masses initiales n'excédant pas les 20-25 masses solaires. On s'attendait à ce que le rayon d'une supergéante jaune soit compris entre 400 et 700 rayons solaires.

[3] Les données spectrales ont été obtenues au moyen du Télescope Anglo-Australien équipé du Spectrographe à Echelle de l'University College de Londres (UCLES) et installé à l'Observatoire Astronomique d'Afrique du Sud (SAAO), au moyen de PUCHEROS de l'Université Pontificale du Chili (PUC), et d'observations coronographiques effectuées avec l'Imageur Coronographique dans le Proche Infrarouge (NICI) qui équipe le Télescope Gémini Sud. Les archives photométriques utilisées englobent des ensembles de données datés de 1983 à 2002, obtenues pour certaines par des astronomes amateurs. Aux dires des auteurs, l'accord entre les résultats obtenus par les professionnels et ceux de l'astronome amateur Sebastian Otero (2000–2013) est "excellent", ce qui "atteste de la qualité des observations effectuées par les amateurs".

[4] La magnitude apparente de HR 5171 A, qui peut être observée dans la constellation du Centaure, varie entre 6.10 et 7.30.

Plus d'informations

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé "The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase", par Olivier Chesneau et al., à paraître dans la revue Astronomy & Astrophysics.

L'équipe est constituée d'O. Chesneau (Laboratoire Lagrange, Univ. Nice Sophia-Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d'Azur, Nice, France [Lagrange]), A. Meilland (Lagrange), E. Chapellier (Lagrange), F. Millour (Lagrange), A.M. Van Genderen (Observatoire de Leiden, Leiden, Pays-Bas), Y. Nazé (Le Fonds de la Recherche Scientifique, Liège, Belgique), N. Smith (Observatoire Steward, Tucson, Etats-Unis), A. Spang (Lagrange), J.V. Smoker (ESO, Santiago, Chili), L. Dessart (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France), S. Kanaan (Institut de Physique et d'Astronomie, Université de Valparaíso, Chili [IFA]), Ph. Bendjoya (Lagrange), M.W. Feast (Observatoire Astronomique d'Afrique du Sud, Afrique du Sud [SAAO]), J.H. Groh (Observatoire de Genève, Genève, Suisse), A. Lobel (Observatoire Royal de Belgique, Bruxelles, Belgique), N. Nardetto (Lagrange), S. Otero (Association Americaine des Observateurs d'Etoiles Variables, Cambridge, MA, Etats-Unis), R.D. Oudmaijer (Ecole de Physique & d'Astronomie, Université de Leeds, Royaume-Uni), A.G. Tekola (SAAO et Observatoire Mondial du Réseau de Télescopes Las Cumbres, Goleta, CA, Etats-Unis), P.A. Whitelock (SAAO), C. Arcos (IFA), M. Curé (IFA) et L. Vanzi (Département d'Ingénierie Electrique et Centre d'Ingénierie Astronomique, Université Catholique Pontificale du Chili, Santiago, Chili).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- L'article scientifique (ArXiV pre-print)

- Photos du VLTI

- Photos d'AMBER

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1409/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un phénomène semblable à un arc en ciel et connu sous le nom de “gloire” a été observé par l'orbiteur Venus Express dans l'atmosphère de notre plus proche voisine – c'est la première fois que ce phénomène est photographié dans son entièreté sur une autre planète.

Gloire vénusienne - Crédit : ESA/MPS/DLR/IDA

Les arcs en ciel et les gloires se produisent quand la lumière du Soleil brille sur des gouttelettes contenues dans un nuage – des particules d'eau sur Terre. Alors que les arcs en ciel s'étirent sur un pan entier du ciel, les gloires sont typiquement beaucoup plus petites, et comprennent une série d'anneaux concentriques de couleur centrés sur un noyau brillant.

Une gloire est visible uniquement quand l'observateur se trouve directement entre le Soleil et les particules du nuage qui reflètent la lumière du Soleil. Sur Terre, elles sont souvent vues depuis un avion, entourant l'ombre de l'appareil sur le nuage en-dessous, ou autour des ombres des grimpeurs dans la brume des sommets.

Détail de la gloire vénusienne - Crédit : ESA/MPS/DLR/IDA

Une gloire nécessite deux caractéristiques : les particules contenues dans le nuage doivent être sphériques, et il s'agit ainsi le plus souvent de gouttelettes liquides, et doivent toutes être d'une taille similaire.

On pense que l'atmosphère de Vénus contient des gouttelettes riches en acide sulfurique. En photographiant les nuages alors que le Soleil se trouvait directement derrière le véhicule spatial Venus Express, les scientifiques espéraient apercevoir une gloire qui leur permettrait de déterminer des caractéristiques importantes des gouttelettes contenues dans les nuages.

Ils ont réussi. La gloire dans les images montrées aujourd'hui a été observée le 24 juillet 2011 au sommet des nuages de Vénus, 70 kilomètres au-dessus de la surface de la planète. Elle mesure 1200 kilomètres de large telle que vue par le véhicule spatial qui se trouvait à 6000 kilomètres.

Vue comparative d'une gloire sur Vénus et sur Terre

Crédit : C. Wilson/P. Laven

Grâce à ces observations, on estime que les particules contenues dans le nuage mesurent 1,2 micromètre de diamètre, environ 1/50ème de la largeur d'un cheveu humain.

Le fait que la gloire mesure 1200 kilomètres de large signifie que les particules au sommet des nuages sont uniformes, à cette échelle du moins.

Les variations de luminosité dans les anneaux de la gloire observée sont différentes de ce que l'on obtiendrait avec des nuages contenant uniquement de l'acide sulfurique et de l'eau, ce qui suggère qu'une autre réaction chimique entre probablement en ligne de compte.

Cela pourrait être dû à « l'absorbeur d'UV », un composant atmosphérique encore inconnu et à l'origine de mystérieuses tâches foncées observées dans la longueur d'onde des ultraviolets au sommet des nuages de Vénus. Des recherches approfondies seront nécessaires pour arriver à une conclusion ferme.

Source : ESA http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/Gloire_venusienne

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les météorites martiennes sont les seuls échantillons que nous avons de la planète Mars. La méconnaissance de leur provenance exacte à la surface de Mars nous limitait dans l'interprétation des informations qu'elles nous fournissent. Une équipe franco-norvégienne dont le Laboratoire de Géologie de Lyon (Université Claude Bernard Lyon 1 /CNRS/ ENS de Lyon) fait partie, a mis le doigt sur le cratère source de ces météorites. Une équipe franco-norvégienne dont le laboratoire de Géologie de Lyon (équipe ERC e-Mars) fait partie, a mis le doigt sur le cratère source de ces météorites, le cratère Mojave de 55km de diamètre qui a été formé il y a moins de 5 millions d'années, permettant ainsi de replacer les informations cruciales fournies par les météorites dans un contexte d'évolution planétaire. Ce résultat est paru hier dans la revue Sciencexpress et sera publié dans Science le 14 mars.

Les météorites martiennes, ainsi que celles provenant d'autres corps planétaires, sont à ce jour des échantillons uniques puisqu'ils sont les seuls à pouvoir être analysés en laboratoire avec des instruments et des techniques sophistiqués non accessibles par l'exploration spatiale. Ces analyses détaillées nous permettent d'avoir accès à l'âge de ces échantillons mais aussi à leur composition minéralogique et chimique qui nous apportent des informations cruciales quant à la nature et à l'évolution du corps parent.

Les météorites martiennes, connues depuis les années 1970, nous ont ainsi apporté des contraintes importantes sur la composition de Mars et de son manteau, ainsi que sur l'évolution de son activité interne. Cependant, la représentativité encore discutée de ces météorites, qui ne proviennent que de quelques impacts à la surface de Mars, ainsi que le récent débat sur leur âge, qui varie de moins de 600 millions d'années à plus de 4 milliards d'années suivant les études, remettent en cause la pertinence de ces météorites dans la compréhension de l'évolution martienne. Identifier la provenance exacte de ces météorites à la surface de Mars est donc aujourd'hui crucial pour interpréter au mieux les informations qu'elles nous fournissent et apporter de nouvelles contraintes quant à leur âge et leur représentativité.

Une récente étude, basée à la fois sur l'âge et sur la minéralogie des météorites martiennes, a permis d'identifier le cratère qui est très certainement la source du plus grand échantillon de météorites martiennes que sont les shergottites. La région source de ces météorites est le cratère Mojave qui se situe proche de l'équateur de Mars et qui a probablement été formé il y a moins de 5 millions d'années. Cet âge de formation est en accord avec l'âge d'éjection des shergottites mesuré grâce à leur exposition aux rayons cosmiques lors de leur séjour dans l'espace. De plus, l'analyse de données spectrales collectées par les instruments OMEGA à bord de Mars Express et CRISM à bord de Mars Reconnaissance Orbiter a montré que le cratère Mojave est formé de roches ayant une composition minéralogique très similaire à celle des shergottites. Le terrain impacté lors de la formation du cratère Mojave est un terrain très ancien daté à plus de 4 milliards d'années. Le débat vif qui portait sur l'âge de ces météorites, initialement estimé à moins de 600 millions d'années puis réévalué à plus de 4 milliards d'années selon de très récentes études, a donc été tranché en faveur de l'âge le plus ancien.

Ces nouvelles contraintes sur l'origine de ces météorites devraient permettre de mieux comprendre les informations qu'elles fournissent sur la composition minéralogique et chimique de Mars et mieux préparer la sélection des futurs retours d'échantillons martiens, mais cette fois-ci robotisés.The Source Crater of Martian Shergottite Meteorites, Stephanie C. Werner, Anouck Ody and François Poulet - Science Express le 6 mars 2014 / Science le 14 mars 2014.

Référence : 

The Source Crater of Martian Shergottite Meteorites, Stephanie C. Werner, Anouck Ody and François Poulet - Science Express le 6 mars 2014 / Science le 14 mars 2014.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/4766

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

ALMA révèle l'existence d'un énigmatique amas de gaz dans le disque de débris qui entoure l'étoile beta PIctoris

Vue d'Artiste de Beta Pictoris  - Crédit : NASA's Goddard Space Flight Center/F. Reddy

Des astronomes utilisant le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), un télescope implanté au nord du Chili, ont annoncé ce jour la découverte inattendue d'un amas de gaz de monoxyde de carbone au sein du disque de poussière qui entoure l'étoile beta Pictoris. Il s'agit là d'une réelle surprise car ce gaz disparaît rapidement sous l'effet du rayonnement stellaire. De fréquentes collisions entre corps glacés de petite taille, telles des comètes, contribuent sans doute à constamment le renouveler. Ces nouveaux résultats paraissent aujourd'hui dans la revue Science.

Beta Pictoris est une étoile située dans le voisinage de notre système solaire qui peut être aisément aperçue à l'oeil nu dans le ciel austral. Elle occupe le centre d'un jeune système planétaire constitué d'une planète qui orbite à environ 1,2 milliard de kilomètres de son étoile. En outre, cette étoile est entourée d'un vaste disque de débris poussiéreux [1].

De nouvelles observations effectuées au moyen d'ALMA révèlent aujourd'hui que le disque présente une forte concentration de gaz de monoxyde de carbone. Paradoxalement, la présence de monoxyde de carbone, si nocive pour l'espèce humaine sur Terre, pourrait laisser présager l'évolution vers l'habitabilité du système planétaire de beta Pictoris. Le bombardement cométaire qui frappe actuellement les planètes de ce système les approvisionne sans doute en eau, condition préalable à l'émergence de la vie [2].

Toutefois, le monoxyde de carbone se trouve facilement et rapidement détruit par le rayonnement en provenance de l'étoile – au sein du disque de débris, sa durée de vie n'excède pas la centaine d'années en effet. Détecter sa présence dans le disque d'une étoile, beta Pictoris, âgée de 12 millions d'années, constitue donc une réelle surprise. D'où vient-il ? Pourquoi se trouve-t-il aujourd'hui encore à cet endroit ?

"A moins que nous n'observions beta Pictoris à un moment particulier, le monoxyde de carbone doit être constamment renouvelé", nous confie William R.F. Dent, un astronome de l'ESO en poste au Bureau conjoint d'ALMA à Santiago du Chili, et auteur principal de l'article qui paraît aujourd'hui au sein de la revue Science. "Les collisions entre corps glacés, de la taille des comètes ou de celle des planètes, constituent la source la plus abondante de monoxyde de carbone dans un jeune système solaire".

Mais le taux de destruction doit être particulièrement élevé : "Pour expliquer la quantité de monoxyde de carbone observée, le taux de collisions doit être réellement impressionnant – de l'ordre d'une collision cométaire toutes les cinq minutes", précise Aki Roberge, astronome au Centre de Recherche Goddard de la NASA à Greenbelt aux Etats-Unis, et co-auteur de l'article. "Seul un essaim de comètes de grande taille est capable de générer un si grand nombre de collisions."

Les observations d'ALMA n'ont pas seulement permis de découvrir l'existence de monoxyde de carbone au sein du disque de débris. Elles ont également permis d'en cartographier la distribution. ALMA dispose en effet du potentiel unique d'effectuer simultanément des mesures de position et de vitesse. Il est ainsi apparu que le gaz se trouve concentré en un seul et même amas situé à quelque 13 milliards de kilomètres de l'étoile, ce qui représente environ trois fois la distance Neptune – Soleil. La raison pour laquelle le gaz se trouve amassé à si grande distance de l'étoile demeure aujourd'hui encore mystérieuse.

"Cet amas constitue une importante source d'informations sur les confins d'un jeune système planétaire" précise Mark Wyatt, astronome à l'Université de Cambridge au Royaume-Uni, et co-auteur de l'article. Wyatt nous explique qu'il existe deux modes de formation d'un tel amas : "Soit l'attraction gravitationnelle d'une planète encore inconnue de la masse de Saturne concentre les collisions cométaires dans une zone de faibles dimensions, soit cet amas constitue le vestige d'une unique et dramatique collision entre deux planètes glacées de masse voisine de celle de Mars".

L'une et l'autre hypothèses laissent entrevoir aux astronomes la possibilité de découvrir plusieurs autres planètes autour de beta Pictoris. "La découverte de monoxyde de carbone n'est qu'une première étape – d'autres molécules, bien plus complexes et pré-organiques, doivent provenir de ces corps glacés", ajoute Aki Roberge.

D'autres observations au moyen d'ALMA sont programmées. L'acquisition progressive de ses pleines capacités permettra de sonder encore plus en détails cet étrange système planétaire, et nous aidera à comprendre les conditions qui prévalaient lors de la formation de notre propre Système Solaire.

Note :

[1] De nombreuses étoiles sont entourées de nuages de poussière tourbillonnants, couramment appelés disques de débris. Ils constituent les vestiges de multiples collisions de roches en rotation autour de l'étoile, semblables aux débris de la station spatiale détruite lors d'une collision dans le film Gravity (mais à une bien plus grande échelle). De précédentes observations de beta Pictoris figurent dans eso1024 et eso0842.

[2] Les comètes sont en partie constituées de glaces de monoxyde de carbone et de dioxyde de carbone, d'ammoniac, de méthane, et en grande majorité composées d'un mélange de poussière et de glace d'eau.

Plus d'informations

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) est un équipement international pour l'astronomie. Il est le fruit d'un partenariat entre l'Europe, l'Amérique du Nord et l'Asie de l'Est en coopération avec la République du Chili. ALMA est financé en Europe par l'ESO (Observatoire Européen Austral), en Amérique du Nord par la NSF (Fondation Nationale de la Science) en coopération avec le NRC (Conseil National de la Recherche au Canada) et le NSC (Conseil National de la Science à Taïwan), en Asie de l'Est par les Instituts Nationaux des Sciences Naturelles (NINS) du Japon avec l'Academia Sinica (AS) à Taïwan. La construction et les opérations d'ALMA sont pilotées par l'ESO pour l'Europe, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dirigé par Associated Universities, Inc. (AUI) pour l'Amérique du Nord et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA.

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé "Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the ß Pictoris Debris Disk" à paraître dans l'édition du 6 mars 2014 de la revue Science.

L'équipe est composée de W.R.F. Dent (Bureau Conjoint d'ALMA, Santiago, Chili [JAO]), M.C. Wyatt (Institut d'Astronomie, Cambridge, Royaume-Uni [IoA]), A. Roberge (Centre Goddard des Vols Spatiaux de la NASA, Greenbank, Etats-Unis), J.-C. Augereau (Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, France [IPAG]), S. Casassus (Université de Chili, Santiago, Chili), S. Corder (JAO), J.S. Greaves (Université de St. Andrews, Royaume-Uni), I. de Gregorio-Monsalvo (JAO), A. Hales (JAO), A.P.Jackson (IoA), A. Meredith Hughes (Université Wesleyan, Middletown, Etats-Unis), A.-M. Lagrange (IPAG), B. Matthews (Conseil National de la Recherche du Canada, Victoria, Canada) et D. Wilner (Observatoire Smithsonien d'Astrophysique, Cambridge, Etats-Unis).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ». 

Liens

- Photos d'ALMA

- Informations détaillées concernant ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1408/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope spatial Hubble a photographié le morcellement jamais vu auparavant d'un astéroïde, qui s'est fragmenté en dix petits morceaux. Bien que des fragiles noyaux cométaires ont été vus se désagréger à l'approche du Soleil, rien de tel comme la rupture de cet astéroïde, P/2013 R3, n'a jamais été observé auparavant dans la ceinture d'astéroïdes.

Image credit: NASA, ESA, and D. Jewitt (UCLA)

« C'est un rocher. Le voir s'effondrer devant nos yeux est assez étonnant, » a déclaré David Jewitt de l'UCLA, Etats-Unis, qui a mené l'expertise astronomique.

L'astéroide délabré, nommé P/2013 R3, a d'abord été remarqué comme un objet inhabituel, d'apparence floue le 15 septembre 2013 par les études du ciel Catalina et Pan-STARRS. Les observations de suivi le 1er Octobre avec le télescope Keck sur le Mauna Kea, à Hawaii, a révélé trois corps co-mobiles logés dans une enveloppe poussiéreuse qui est presque du diamètre de la Terre.

« Keck nous a montré que cette chose était intéressante à regarder avec Hubble », a déclaré Jewitt. Grâce à sa résolution supérieure, les observations spatiales de Hubble ont montré rapidement qu'il n'y a vraiment dix objets distincts, chacun avec des queues de poussière comme les comètes. Les quatre plus grands fragments rocheux sont jusqu'à 200 mètres de rayon, environ deux fois la longueur d'un terrain de football.

Les données de Hubble ont montré que les fragments s'éloignent les uns des autres sans se presser à 1,5 kilomètres par heure – plus lent que la vitesse d'un homme se promenant. L'astéroïde a commencé à se séparer au début de l'année dernière, mais les dernières images montrent que les morceaux continuent de se dégager.

« Il s'agit d'une chose vraiment bizarre à observer — nous n'avons jamais vu quelque chose comme ça auparavant, » explique le co-auteur Jessica Agarwal, du Max Planck Institute for Solar System Research, Allemagne. « L'éclatement pourrait avoir de nombreuses causes différentes, mais les observations de Hubble sont suffisamment détaillées que nous pouvons identifier réellement le processus responsable. »

La découverte continuelle de plus de fragments plus rend peu probable que l'astéroïde s'est désintégré en raison d'une collision avec un autre astéroïde, qui serait instantanée et violente par rapport à ce qui a été observé. Certains des débris d'une collision à vitesse élevée serait également appelés à voyager beaucoup plus rapidement que ce qui a été observé.

Il est également peu probable que l'astéroïde se brise en raison de la pression des glaces intérieures se réchauffant et se vaporisant. L'objet est trop froid pour que les glaces se subliment de façon significative, et il a probablement maintenu sa distance de près de 480 millions de kilomètres du Soleil pendant une grande partie de l'âge du Système solaire.

Cela laisse un scénario dans lequel l'astéroïde se désintègre en raison d'un effet subtil de lumière du Soleil qui provoque lentement l'augmentation de la vitesse de rotation au fil du temps. Finalement, ses pièces constitutives se séparent doucement en raison de la force centrifuge. La possibilité d'une perturbation par ce phénomène, connu sous le nom d'effet YORP [1] — a été discutée par les scientifiques depuis plusieurs années, mais, jusqu'à présent, jamais observée de façon fiable (eso1405).

Pour que l'éclatement se produise, P/2013 R3 doit avoir un intérieur faible, fracturé, probablement le résultat de nombreuses collisions anciennes et non destructives avec les autres astéroïdes. On pense que la plupart des petits astéroïdes ont été gravement endommagés de cette manière, en leur donnant une structure interne « tas de débris ». P/2013 R3 lui-même est probablement le produit d'éclatement par collision d'un corps plus grand autrefois dans les derniers milliards d'années.

« Il s'agit de la dernière d'une série de découvertes d'astéroïdes étranges, dont l'astéroïde actif P/2013 P5, que nous avons trouvé à arborer six queues, » dit Agarwal. « Cela indique que le soleil peut jouer un rôle important dans la désagrégation de ces petits corps du Système solaire, en faisant pression sur eux par l'intermédiaire de la lumière du Soleil. »

Les vestiges de P/2013 R3, pesant 200 000 tonnes, fourniront une riche source de météorites dans l'avenir. La plupart finiront par plonger dans le Soleil, mais une petite fraction des débris pourrait un jour flamber dans notre ciel comme des météores.

Notes :

[1] Dans son intégralité, cet effet est connu comme l'effet « Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack ». Cet effet se produit lorsque la lumière du Soleil est absorbée par un organisme et puis réémis sous forme de chaleur. Lorsque la forme du corps émetteur n'est pas parfaitement régulière, plus de chaleur est émise par certaines régions que par d'autres. Cela crée un léger déséquilibre qui provoque une faible mais constante torsion sur le corps, ce qui modifie sa vitesse de rotation.

Notes pour les rédacteurs :

Le télescope spatial Hubble est un projet de coopération internationale entre l'ESA et la NASA.

[1] les résultats seront publiés dans un article intitulé « Disintegrating Asteroid P/2013 R3 », à paraître dans les Astrophysical Journal Letters le 6 Mars 2014.

[2] L'équipe internationale d'astronomes dans cette étude se compose de D. Jewitt (UCLA, USA), J. Agarwal (MPS, Allemagne), J. Li (UCLA, USA), H. Weaver (Johns Hopkins University, USA) , M. Mutchler (STScI, USA), et S. Larson (Université de l'Arizona, Etats-Unis).

Lien : http://www.spacetelescope.org/static/archives/releases/science_papers/heic1405a.pdf

http://www.spacetelescope.org/news/heic1405/

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/15/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Deux éruptions volcaniques distinctes ont inondé la région de Daedalia Planum avec de la lave, qui coule autour d'un fragment élevé de terrain ancien.

Coulées de lave dans Daedalia Planum - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin

Les images ont été acquises par Mars Express de l'ESA le 28 novembre 2013 à la frontière orientale de la gigantesque région volcanique de Tharsis Montes, où se trouvent les plus grands volcans sur Mars.

Les coulées de lave vues dans cette image proviennent d'Arsia Mons, le volcan le plus au sud dans le complexe de Tharsis, qui se trouve à environ 1.000 km au nord-ouest de la région présentée ici.

On pense que cette région volcanique a été active jusqu'à il y a des dizaines de millions d'années, relativement récemment sur l'échelle des temps géologiques de la planète qui s'étend sur 4,6 milliards d'années.

Le terrain accidenté et élevé au bas de l'image principale est imprimé avec trois cratères d'impacts distincts mais érodés, le plus important étant d'environ 16,5 km de large et nommé Mistretta. La fondation ancienne où il trouve appartenait autrefois aux vastes hautes terres du sud, mais est maintenant entourée d'une mer de lave, comme de nombreux autres fragments isolés qui sont visibles dans l'image de contexte plus large.

Les coulées de lave de deux éruptions distinctes ont atteint le pied de cette particularité.

La première éruption a produit la coulée de lave au sud de l'île (vers la gauche dans l'image principale et à droite dans l'image du gros plan en perspective). Cette coulée a connu par la suite une vaste faille en raison des forces tectoniques, ayant pour résultat de nombreux systèmes de fosses.

La coulée de lave plus jeune (à droite dans l'image principale, à gauche dans l'image en gros plan) a dû se produire après l'événement tectonique qui a provoqué la formation des failles car elle recouvre la surface de lave plus âgée et des caractéristiques tectoniques. En effet, à l'avant de la coulée, plusieurs langues de lave ont coulé préférentiellement le long du sol plus bas des canaux.

Une autre indication claire de l'âge relatif des deux coulées est donnée par les cratères d'impact : la plus ancienne coulée de lave fracturée en a davantage et est plus grande que la coulée plus jeune.

La coulée de lave plus jeune a aussi une texture rugueuse, avec beaucoup de petites crêtes sur la surface. Ces fonctionnalités se forment comme le résultat de gradients de vitesse au sein de la coulée de lave en raison de la différence de température entre la lave intérieure chaude et s'écoulant plus vite et le plus froid et plus lent "toit" de l'écoulement qui est exposé à l'atmosphère.

Mais aucune coulée de lave n'a voyagé sans entrave. Les montagnes «île» dans cette scène ont créé un obstacle, les forçant à entourer ses flancs et remplacer sa base, plus visible au nord (vers la droite dans l'image principale en couleur, l'image de topographie et celle en 3D).

La plus large région Daedalia Planum témoigne de nombreuses coulées de lave semblables à celles-ci, chacune d'elle recouvrant la dernière. En étudiant soigneusement les limites entre les coulées qui se chevauchent, les planétologues peuvent dresser un tableau de l'histoire de l'éruption des volcans géants de la planète rouge.

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Notre galaxie en forme de spirale de la Voie lactée vit dans une région relativement calme des remous de l'Univers. Ce n'est pas le cas pour les galaxies entassées à l'intérieur d'énormes amas. Lorsqu'elles passent en un éclair autour d'un amas, le gaz peut être retiré de leurs disques en raison d'un processus appelé balayage par pression dynamique. La galaxie ESO 137-001 est un exemple. La ville d'étoiles a l'air d'être en « fuite » lorsqu'elle plonge à travers les amas de galaxies de Norma.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/14/

http://heritage.stsci.edu/2014/14/caption.html

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des chercheurs de l'institut UTINAM (Université de Franche Comté/CNRS), de Géoazur (Université Nice Sophia-Antipolis/CNRS/IRD/Observatoire de la Côte d'Azur), de l'IMCCE (Observatoire de Paris/CNRS/UPMC Université Lille 1) et du CNES viennent de proposer, en utilisant les données de la sonde MESSENGER [1], la meilleure éphéméride de Mercure jamais produite et a surtout amenée de nouvelles contraintes sur les paramètres de la relativité générale. Leurs travaux sont parus le mois dernier dans Astronomy & Astrophysics.

Vue d'artiste de la sonde MESSENGER en orbite autour de Mercure. Crédits : NASA

Mercure est la planète la plus petite et la moins connue du système solaire. Elle est aussi la plus proche du soleil. Cette proximité rend l'étude de sa dynamique, fondamentale du point de vue de la relativité générale. L'effet de la relativité générale sur l'orbite de la planète est en effet le plus fort de tout le système solaire (43 secondes par siècle d'avance du périhélie). Jusqu'à récemment, elle n'avait été approchée qu'à trois reprises par la sonde Mariner 10 dans les années 70 (deux fois en 1974 et une fois en 1975).

Différents modèles sont actuellement à l'étude pour tenter de concilier les grands problèmes actuels de la physique quantique et de la cosmologie que sont l'existence de la matière noire, notre compréhension des mécanismes de la gravitation à grande échelle et à l'échelle quantique. Par l'étude directe des mouvements des objets naturels et artificiels dans le système solaire, les chercheurs de l'étude engagée ici proposent aux théoriciens de nouvelles limites qui invalident ou confortent les modèles proposés.

Dans cette étude [2,3], l'exactitude apportée a été augmentée d'un facteur d'environ 4 pour le paramètre PPN [4] de la non-linéarité de la gravité ß par rapport à l'estimation donnée par l'équipe en 2010 (Fienga et al., 2011). Pour le paramètre PPN de déflexion de la lumière g, l'expérience Cassini de 2003 publié dans Nature (Bertotti et al., 2003) donnait une violation maximum possible de la relativité générale de l'ordre de 4.10^-5. L'étude actuelle a permis de réduire le champ possible d'une telle violation d'un facteur 2.

D'autre part, cette étude a montré qu'il était possible de faire une estimation décolérée des paramètres ß et à partir de l'analyse des données de la sonde et de la construction de l'éphéméride planétaire.

Les nouvelles estimations de ß et apportent de nouvelles contraintes aux modèles théoriques de gravitation. Des collaborations sont en cours afin d'en tester d'autres à l'échelle du système solaire en particulier avec l'Institut Astrophysique de Paris (CNRS/UPMC) et l'Observatoire de Paris.

Note (s): 

[1] La sonde spatiale MESSENGER, lancée en 2004 par la NASA dans le cadre du programme Discovery d'exploration du système solaire, est la première sonde à avoir été mise en orbite autour de Mercure, le 18 mars 2011. Sa mission principale : cartographier et déterminer les conditions environnementales de Mercure.

[2] (INPOP13a) : L'équipe d'INPOP (Intégrateur Numérique Planétaire de l'Observatoire de Paris), qui travaille ensemble depuis 2003 sur l'éphéméride planétaire du même nom, est la seule équipe au monde à aborder ces questions par le biais de la construction d'orbites de sondes et de planètes, et l'analyse des données brutes de navigation des missions spatiales.

[3] Ce travail a été effectué dans le cadre d'une bourse de thèse cofinancée CNES/Région Franche-Comté, du GRGS (Groupe de Recherche en Géodésie Spatiale) et du CESDN (Consortium pour l'Exploitation Scientifique des Données de Navigation).

[4] Le formalisme post-Newtonien (PPN) permet de décrire la non-linéarité des équations de la gravitation d'Einstein sous la forme de termes complémentaires à la loi universelle de la gravitation de Newton. Dans le cadre de la relativité générale, la gravitation agit linéairement (ß =1) et le taux de déviation de la lumière par une unité de masse est normalisé à 1 ( =1). Mais des théories alternatives de la gravitation (théories des cordes, tenseurs-scalaires) prévoient des valeurs de ß et différentes de 1.

Référence : 

Use of MESSENGER radioscience data to improve planetary ephemeris and to test general relativity, Verma et al., A&A, 01/2014
http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2014/01/aa22124-13/aa22124-13.html

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/4752

http://www.obspm.fr/la-sonde-messenger-en-orbite.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie