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Le champ magnétique terrestre nous protège chaque jour des particules chargées et des radiations issues du rayonnement solaire. Ce bouclier est produit par la géodynamo : des mouvements rapides d'énormes quantités d'alliage de fer liquide dans le noyau externe de la planète. Pour maintenir ce champ magnétique jusqu'à aujourd'hui, le modèle classique réclamait que le noyau terrestre se soit refroidi d'environ 3.000 degrés sur les derniers 4,3 milliards d'années. Une équipe de chercheurs du CNRS et de l'université Blaise Pascal [1] suggère au contraire que sa température a baissé de seulement 300 degrés. L'action de la Lune, négligée jusqu'à présent, compenserait alors cette différence pour maintenir la géodynamo active. Ces travaux sont publiés le 30 mars 2016 dans la revue Earth and Planetary Science Letters.

Le modèle classique de formation du champ magnétique terrestre soulevait un paradoxe majeur. Pour que la géodynamo fonctionne, la Terre aurait dû être complètement fondue il y a quatre milliards d'années et son noyau aurait dû refroidir lentement d'environ 6800 °C, à l'époque, à 3800°C aujourd'hui. Des travaux récents de modélisation de l'évolution précoce de la température interne de notre planète, et géochimiques sur la composition des carbonatites et des basaltes les plus anciens vont à l'encontre d'un tel refroidissement. Si des températures aussi hautes sont exclues, les chercheurs proposent une autre source d'énergie dans cette étude.

La Terre adopte une forme aplatie, tourne autour d'un axe incliné qui oscille autour des pôles et son manteau se déforme élastiquement par effet de marée dû à la Lune. Les chercheurs ont montré que cet effet pourrait stimuler continuellement les mouvements de l'alliage de fer liquide qui constitue le noyau externe, et générer en retour le champ magnétique terrestre. Une puissance de 3?700 milliards de watts est constamment fournie à la Terre par transfert des énergies gravitationnelle et de rotation du système Terre-Lune-Soleil, et jusqu'à plus de mille milliards de watts seraient disponibles pour provoquer ce type de mouvements dans le noyau externe. Cette énergie est suffisante pour générer le champ magnétique terrestre ce qui, avec la Lune, résout le paradoxe majeur du modèle classique. Un tel effet des forces gravitationnelles sur le champ magnétique d'une planète est déjà amplement documenté pour Io, Europe, deux satellites naturels de Jupiter, et de nombreuses exoplanètes.

Comme ni la rotation de la Terre autour de son axe, ni l'orientation de cet axe, ni l'orbite de la lune ne sont parfaitement régulières, leur influence cumulée sur les mouvements dans le noyau est instable et peut faire fluctuer la géodynamo. Ce phénomène permet d'expliquer certains pulses de chaleur dans le noyau externe et à sa frontière avec le manteau terrestre. Historiquement, cela a pu conduire à des pics de fusion dans le manteau profond et à d'éventuels évènements volcaniques majeurs à la surface de la Terre. Ce nouveau modèle souligne que l'influence de la Lune sur la Terre dépasse donc largement le simple cas des marées.

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Notes :

[1] Au Laboratoire magmas et volcans (CNRS/IRD/Université Blaise Pascal), faisant partie de l'Observatoire de physique du Globe de Clermont-Ferrand, à l'Institut de recherche sur les phénomènes hors-équilibre (CNRS/Aix-Marseille Université/Ecole Centrale Marseille) et à l'Institut de recherche en astrophysique et planétologie (CNRS/Université Toulouse III - Paul Sabatier).

Références :

The deep Earth may not be cooling down. Denis Andrault, Julien Monteux, Michael Le Bars and Henri Samuel Earth and Planetary Science Letters. Le 30 mars 2016. doi:10.1016/j.epsl.2016.03.020. Consulter le site web

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www2.cnrs.fr/presse/communique/4493.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La vision infrarouge de Hubble a percé le coeur poussiéreux de notre galaxie de la Voie lactée pour révéler plus d'un demi-million d'étoiles dans son noyau. À l'exception de quelques étoiles bleues au premier plan, les étoiles font partie du groupe d'étoiles nucléaires de la Voie lactée, l'amas stellaire la plus massif et la plus dense dans notre galaxie. Située à 27.000 années-lumière, cette région regorge de tellement d'étoiles, que cela équivaut à avoir un million de soleils entassés dans le volume d'espace entre nous et notre voisin stellaire le plus proche, Alpha Centauri, à 4,3 années-lumière. Au coeur même de notre galaxie, cet amas stellaire entoure le trou noir supermassif central de la Voie Lactée, qui est d'environ 4 millions de fois la masse de notre Soleil.

Pour plus d'informations au sujet de cette étude : http://www.spacetelescope.org/news/heic1605

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/11/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Niché au sein du bord fracturé d'un vaste bassin d'impact sur Mars se trouvent des fonds de vallée saupoudrés de givre.

Bord du bassin de Hellas - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Avec 2.200 km large et jusqu'à 9 km de profondeur, le bassin de Hellas est le plus grand cratère d'impact sur Mars. Cette scène, prise le 6 Décembre 2015 par Mars Express de l'ESA, se concentre sur une partie de la bordure occidentale du bassin.

Rebord du bassin de Hellas dans le contexte - Crédit : NASA MGS MOLA Science Team

Cette région s'étend sur un dénivelé de plus de 6.000 m, descendant comme un escalier reliant le bord fracturé et en terrasse du bassin à son plancher plat à basse altitude qui est couvert de givre ou de glace.

La manifestation en surface de nombreuses caractéristiques comme des vallées peut être vue en-dessous de la couverture glacée, ce qui indique un flux de matériel vers les zones de captage sur le plancher de Hellas.

Par exemple, vers le centre de l'image, un écoulement de type glacier a creusé une vallée à travers la topographie en terrasses, transportant et déversant du matériel dans le bassin dans une structure en éventail.

Topographie du rebord du bassin de Hellas - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Un zoom sur le canal révèle des structures parallèles à la surface qui pointent vers le flux de matières.

Bord du bassin de Hellas : vue en perspective - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Le mouvement de masse de matériau peut être vu partout dans la scène. Un autre exemple peut être trouvé dans le petit cratère d'impact à l'extrême gauche de l'image principale : son bord est ébréché, et le matériel est descendu en cascade.

Par ailleurs, de nombreux ravins peuvent être vus gravés tout le long des pentes en terrasses.

Vers le centre-droit des principales images sont des cratères d'impact voisins qui ont été découpés par une faille, créant une petite marche dans le terrain qui peut être mieux vu dans l'image 3D anaglyphe.

Rebord du bassin de Hellas en 3D - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

La faille doit être plus jeune que le cratère qu'elle traverse, ce qui implique que cette région aurait pu être soumise à des périodes ultérieures de failles en raison de l'affaissement des terrasses.

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette image, capturée au moyen d'OmegaCAM qui équipe le télescope de sondage du VLT de l'ESO, montre une galaxie isolée baptisée Wolf-Lundmark-Melotte – ou, plus simplement, WLM. Bien qu'elle fasse partie intégrante de notre Groupe Local composé de dizaines de galaxies, WLM figure seule, en périphérie du groupe, et constitue l'un de ses membres les plus lointains. Sa petitesse et son isolement excluent toute interaction passée avec l'une des galaxies du Groupe Local – voire avec toute autre galaxie au cours de l'histoire de l'Univers.

A l'image d'une tribu isolée vivant au fond de la forêt amazonienne ou sur une île de l'Océan Indien, WLM offre un rare aperçu de la nature première des galaxies que leur environnement a peu perturbée.

WLM a été découverte en 1909 par l'astronome allemand Max Wolf, puis assimilée à une galaxie une quinzaine d'années plus tard par les astronomes Knut Lundmark et Philibert Jacques Melotte – ce qui explique sa dénomination pour le moins inhabituelle. Cette galaxie peu brillante se situe dans la constellation de la Baleine, à quelque trois millions d'années lumière de la Voie Lactée, l'une des trois galaxies spirales les plus importantes du Groupe Local.

De dimensions très modestes, WLM est dépourvue de structure. Ce qui lui valut d'être classée parmi les galaxies naines irrégulières. WLM s'étend au grand maximum sur 8 000 années-lumière – cette distance incluant un halo d'étoiles extrêmement âgées découvert en 1996 (eso9633).

Les astronomes pensent que les galaxies primitives de dimensions aussi réduites ont interagi gravitationnellement les unes avec les autres puis bien souvent fusionné, générant des galaxies composites de tailles supérieures. Au fil des milliards d'années, ce processus de fusion a abouti à la création de vastes galaxies spirales et elliptiques qui semblent abonder dans l'Univers actuel. Cette agrégation galactique n'est pas sans rappeler la concentration progressive des populations humaines au sein d'agglomérations toujours plus étendues, donnant lieu aux mégapoles contemporaines.

Au contraire, WLM a évolué seule, loin de l'influence gravitationnelle des autres galaxies et de leurs populations stellaires. En conséquence, à l'image d'une population humaine n'ayant eu que peu de contacts avec l'extérieur, WLM incarne une galaxie à l'état naturel, dont les seuls changements intervenus au cours de son existence se sont produits à l'écart de toute agitation extérieure.

Cette petite galaxie arbore un vaste halo d'étoiles rouges très peu brillantes, qui s'étend sur un fond de ciel particulièrement sombre. Cette teinte rougeâtre témoigne de l'âge avancé de cette population stellaire. Le halo est probablement contemporain de l'époque de formation de la galaxie. Il renferme donc vraisemblablement des indices concernant les mécanismes sous-jacents à l'apparition des premières galaxies.

Les étoiles situées au centre de WLM semblent toutefois plus jeunes et de couleur bleue. Sur cette image, des nuages rosâtres illuminent des régions peuplées de jeunes étoiles dont l'intense rayonnement a ionisé le gaz d'hydrogène environnant, lui conférant cette teinte rougeâtre caractéristique.

This detailed image was captured by the OmegaCAM wide-field imager, a huge camera mounted on ESO's VLT Survey Telescope (VST) in Chile — a 2.6-metre telescope exclusively designed to survey the night sky in visible light. OmegaCAM's 32 CCD detectors create 256-megapixel images, offering a very detailed wide-field view of the cosmos.

Cette image détaillée a été acquise par l caméra à grand champ OmegaCAM, une énorme caméra positionnée sur le télescope de sondage (VST) du VLT de l'ESO au Chili – un télescope de 2,6 mètres exclusivement conçu pour sonder la nuit noire dans le domaine visible. Les 32 détecteurs CDD d'OmegaCAM génèrent des images de 256 megapixels qui offrent une vue étendue et très détaillée du cosmos.

Plus d'informations :  

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

Liens :  

- Photos du VST

- Autres images acquises par le VST

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1610/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2016 BA14 (PANSTARRS)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 22 Janvier 2016 avec le télescope Pan-STARRS1 de 1.8-m de Haleakala, ayant reçu la désignation de 2016 BA14  en tant que planète mineure, a révélé sa nature cométaire lors d'observations ultérieures. M. M. Knight, M. S. P. Kelley, et S. Protopapa (University of Maryland) signalent que 2016 BA14 montre la trace d'une faible queue sur les images CCD acquises les 10 et 13 Février 2016 avec le Discovery Channel Telescope de 4.3-m à Happy Jack, Arizona, USA.

Les éléments orbitaux elliptiques préliminaires de la comète P/2016 BA14 (PANSTARRS), prenant en compte également des observations antérieures à la découverte obtenues par Pan-STARRS1 le 01 Décembre 2015, indiquent un passage au périhélie le 15 Mars 2016 à une distance d'environ 1,0 UA du Soleil, et une période d'environ 5,2 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

M. Knight note que Denis Denisenko a attiré l'attention sur la similarité de cette orbite avec celle de la comète 252P/LINEAR.

Comme 252P/LINEAR, qui doit s'approcher de la Terre à une distance d'environ 0,0356 UA (5,32 millions de kilomètres) le 21 Mars 2016, la comète P/2016 BA14 (PANSTARRS) effectuera un passage à une distance de 0,0236 UA (3,52 millions de kilomètres) de notre planète le 22 Mars 2016. Seule la comète D/1770 L1 (Lexell), le 01 Juillet 1770, s'était approchée aussi près de la Terre, à une distance de seulement 0,0151 UA (2,25 millions de kilomètres).

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16CJ2.html (MPEC 2016-C192)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2016%20BA14;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2006 G1 = 2016 B2 (McNaught)

Garreth V. Williams (Minor Planet Center) a identifié des observations de redécouverte de la comète P/2006 G1 (McNaught) sur deux nuits d'astrométrie secondaire obtenues avec le télescope Pan-STARRS1 de 1.8-m de Haleakala les 18 Janvier et 14 Février 2016.

Découverte le 05 Avril 2006 par R. H. McNaught dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring, cette comète de la famille de Jupiter, avec une période d'environ 10,6 ans, s'était approchée du Soleil à une distance d'environ 2,6 UA lors de son passage au périhélie le 18 Août 2006.

Pour son nouveau retour au périhélie, les éléments orbitaux de la comète P/2006 G1 = 2016 B2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 02 Février 2017 à une distance d'environ 2,7 UA du Soleil, et une période d'environ 11,3 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16CK1.html (MPEC 2016-C201)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2016%20B2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2006 G1 = 2016 B2 (McNaught) a reçu la dénomination définitive de 336P/McNaught en tant que 336ème comète périodique numérotée.

C/2016 C2 (NEOWISE)

J. Bauer (Jet Propulsion Laboratory) signale qu'un autre objet trouvé sur les images infrarouges prises les 08, 09 et 10 Février 2016 par le satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) dans le cadre de son programme NEOWISE suggère la présence d'une légère chevelure. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par plusieurs astrométristes.

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2016 C2 (NEOWISE) indiquent un passage au périhélie le 19 Avril 2016 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16D25.html (MPEC 2016-D25)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20C2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2016 E1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images CCD obtenues le 03 Mars 2016 avec le télescope Pan-STARRS1 de 1,8-m à Haleakala. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux astrométristes.

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2016 E1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 25 Août 2017 à une distance d'environ 7,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16EB3.html (MPEC 2016-E113)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20E1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem 

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 03 Août 2017 à une distance d'environ 7,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16F43.html (MPEC 2016-F43)

P/2015 B4 (Lemmon-PANSTARRS)

Une comète découverte par les membres de l'équipe de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images CCD obtenues le 13 Mars 2016 avec le télescope Pan-STARRS1 de 1,8-m à Haleakala, a été reliée par Garreth V. Williams (Minor Planet Center) à deux objets ayant l'apparence d'astéroïde rapportés sur une seule nuit l'an dernier, par le Mt. Lemmon Survey le 16 Janvier 2015 et avec le télescope Pan-STARRS1 le 16 Février 2015, qui avaient été publiés sur la page NEOCP (NEO Confirmation Page) du Minor Planet Center mais n'avaient pas été confirmés à l'époque. Des observations supplémentaires ont ensuite été identifiées, obtenues par Pan-STARRS1 des 18 et 22 Janvier 2015 et du 10 avril 2016, par le Mt. Lemmon le 11 Mars 2015), et par l'équipe du Purple Mountain Observatory le 09 Février 2015, ainsi que d'autres obtenues plus tôt cette année par Pan-STARRS1, à savoir le 16 Janvier, le 09 Février et les 04 et 12 Mars.

Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de T. Lister, S. Greenstreet, et E. Gomez (Sutherland-LCOGT B), et de R. J. Wainscoat et L. Wells (Mauna Kea).

Les éléments orbitaux elliptiques de la comète P/2015 B4 (Lemmon-PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 17 Février 2015 à une distance d'environ 3,7 UA du Soleil, et une période d'environ 25,6 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16F01.html (MPEC 2016-F01)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20B4;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2016 E2 (Kowalski)

Une nouvelle comète, découverte par Richard Kowalski sur les images CCD obtenues le 15 Mars 2016 avec le télescope Schmidt de 0.68-m dans le cadre du Catalina Sky Survey, a été confirmée par de nombreux astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center.

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2016 E2 (Kowalski) indiquent un passage au périhélie le 06 Février 2016 à une distance d'environ 1,0 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16F03.html (MPEC 2016-F03)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20E2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale d'astronomes utilisant les capacités en ultraviolet du télescope spatial Hubble de la NASA a identifié neuf étoiles monstres avec des masses de plus de 100 fois la masse du Soleil dans l'amas d'étoiles R136. Ceci en fait le plus grand échantillon d'étoiles très massives identifiées à ce jour. Les résultats, qui seront publiés dans les Monthly Notices de la Royal Astronomical Society, soulèvent de nombreuses nouvelles questions sur la formation des étoiles massives. R136 est seulement de quelques années-lumière de diamètre et est située dans la Nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan, à environ 170.000 années-lumière de la Terre. Le jeune amas accueille beaucoup d'étoiles très massives, chaudes, et lumineuses dont l'énergie est principalement rayonnée dans l'ultraviolet.

Pour plus d'informations au sujet de cette étude : http://www.spacetelescope.org/news/heic1605

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/10/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des observations effectuées au moyen du spectrographe HARPS installé à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili ont révélé les surprenantes transformations des taches brillantes situées à la surface de la planète naine Cérès. Depuis la Terre, Cérès présente l'aspect d'une simple source de lumière étendue. Toutefois, l'étude approfondie de la lumière qui nous en parvient révèle non seulement des changements attendus au fil de sa rotation, mais également l'illumination de ses taches de surface en journée ainsi que quelques autres variantes. Ces observations invitent à penser que la matière dont ces taches sont composées est volatile et s'évapore à la chaleur du Soleil.

Ceres est le corps le plus volumineux de la ceinture d'astéroïdes située entre Mars et Jupiter et le seul objet de ce type classé parmi les planètes naines. La sonde spatiale Dawn de la NASA est demeurée en orbite autour de Cérès durant plus d'une année et a livré une cartographie détaillée de sa surface. La découverte de taches très brillantes, qui réfléchissent bien plus de lumière que le reste de la surface, beaucoup plus sombre [1], a constitué l'une des plus surprenantes découvertes. La tache la plus étendue occupe le centre du cratère Occator et suggère que Cérès présente une activité interne nettement plus importante que la plupart de ses voisins de la ceinture d'astéroïdes.

De nouvelles observations très précises ont été effectuées au moyen du spectrographe HARPS installé sur le télescope de 3,6 mètres de l'ESO à La Silla au Chili. Ces observations ont permis de mettre en évidence les effets de la rotation de Cérès autour de son axe sur le mouvement des taches ainsi que quelques modifications inattendues suggérant que la matière qui compose ces taches est volatile et s'évapore à la lumière du Soleil.

Paolo Molaro, auteur principal de cette étude et chercheur à l'INAF – Observatoire Astronomique de Trieste, nous conte cette histoire : “Lorsque la sonde spatiale Dawn a révélé l'existence de mystérieux points brilants à la surface de Cérès, j'ai immédiatement songé à la possibilité de les étudier depuis la Terre. Au fil de la rotation de Cérès, les taches s'approchent de la Terre puis s'éloignent de nouveau, ce qui se traduit par des modifications dans le spectre de lumière solaire réfléchie arrivant sur Terre.”

La période de rotation de Cérès avoisine les neuf heures. Les calculs ont montré que les effets dus au mouvement des taches en direction et à l'opposé de la Terre sous l'effet de cette rotation sont très faibles, de l'ordre de 20 kilomètres par heure. Ces vitesses s'avèrent toutefois suffisantes pour être mesurables par effet Doppler au moyen d'instruments très précis tel HARPS.

L'équipe a donc observé Cérès avec HARPS au cours de deux nuits d'été, en juillet et août 2015. “Le résultat fut une réelle surprise” confie Antonino Lanza de l'INAF – Observatoire Astronomique de Catane et co-auteur de l'étude. “Nous avons effectivement découvert les effets attendus de la rotation de Cérès sur le spectre de lumière, mais également d'autres changements considérables d'une nuit à l'autre”.

L'équipe a conclu que les changements observés pouvaient résulter de la présence de substances volatiles qui s'évaporent sous l'action du rayonnement solaire [2]. Lorsque les taches situées au cœur du cratère Occator sont éclairées par le Soleil, elles forment des panaches qui réfléchissent la lumière solaire de manière très efficace. Puis ces panaches s'évaporent rapidement, perdent en réflectivité et produisent les changements observés. Toutefois, cet effet varie d'une nuit à l'autre, générant des motifs aléatoires supplémentaires sur de courtes et longues échelles de temps.

Si cette hypothèse se trouvait confirmée, Cérès se distinguerait nettement de Vesta ainsi que des autres astéroïdes de la ceinture principale. En dépit de son isolement relatif, Cérès paraît actif [3]. Impossible pour l'instant d'établir un lien de cause à effet entre la richesse de son contenu en eau d'une part, les taches brillantes à sa surface d'autre part. De même, la source d'énergie qui alimente ces panaches de matière demeure inconnue pour l'instant.

Dawn continue d'étudier Cérès ainsi que le comportement de ses mystérieuses taches. Les observations depuis le sol au moyen de HARPS et d'autres instruments pourront se poursuivre après la fin de la mission spatiale.

Notes

[1] Les taches brillantes à la surface de Cérès ont également été aperçues, mais de manière plus floue, sur des images antérieurement acquises par le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA en 2003 et 2004.

[2] Il a été suggéré que le matériau hautement réfléchissant qui compose les taches sur Cérès consiste en de la glace d'eau fraîchement exposée ou en des sulfates de magnésium hydratés.

[3] La plupart des corps les plus actifs du Système Solaire, parmi lesquels figurent les grands satellites de Jupiter et Saturne, sont exposés aux intenses effets de marée résultant de leur proximité avec les planètes massives.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Daily variability of Ceres' Albedo detected by means of radial velocities changes of the reflected sunlight”, par P. Molaro et al., paru au sein de la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

L'équipe est composée de P. Molaro (INAF-Observatoire Astronomique de Trieste, Trieste, Italie), A. F. Lanza (INAF-Observatoire Astronomique de Catane, Catane, Italie), L. Monaco (Université Andres Bello, Santiago, Chili), F. Tosi (INAF-IAPS Institut d'Astrophysique et de Planétologie Spaziali, Rome, Italie), G. Lo Curto (ESO, Garching, Allemagne), M. Fulle (INAF-Observatoire Astronomique de Trieste, Trieste, Italie) et L. Pasquini (ESO, Garching, Allemagne).

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

- Photos du télescope de 3,6 mètres de l'ESO et de l'instrument HARPS

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1609/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le 14 Mars a débuté la première des deux missions martiennes menées conjointement par l'ESA et Roscosmos. Au terme d'un voyage de sept mois vers la planète rouge, ses instruments étudieront les mystères non résolus de l'atmosphère martienne, laquelle pourrait bien recéler les traces d'une activité géologique, voire biologique, encore à l'œuvre sur Mars.

Décollage d'ExoMars 2016 - Crédit : ESA–Stephane Corvaja, 2016

L'orbiteur d'étude des gaz à l'état de traces (TGO) et le démonstrateur d'entrée, de descente et d'atterrissage Schiaparelli se sont envolés à bord d'une fusée Proton-M, sous les commandes du partenaire russe Roscosmos, ce matin à 10h31 heure de Paris depuis Baïkonour, au Kazakhstan.

Le lanceur Proton s'est délesté, comme prévu, de ses premier et deuxième étages, puis la coiffe a été libérée. La séparation du troisième étage a eu lieu près de 10 minutes après le décollage.

L'étage supérieur Breeze-M, qui abritait la charge utile ExoMars, a ensuite procédé à quatre allumages successifs, avant d'éjecter le véhicule spatial à 21h13 heure de Paris.

Le centre de contrôle de l'ESA à Darmstadt (Allemagne) a reçu à 22h29 heure de Paris, par l'intermédiaire de la station de poursuite de Malindi (Afrique), des signaux confirmant que le lancement s'est bien déroulé et que le véhicule spatial est en bon état.

Les panneaux solaires de l'orbiteur sont à présent déployés, et le binôme est en route pour Mars.

« Le chemin parcouru pour emmener la mission ExoMars jusqu'au pas de tir a été long et sinueux, mais grâce au travail remarquable et à l'engagement sans faille de nos équipes internationales, nous nous trouvons désormais à l'aube d'une nouvelle ère de l'exploration martienne », se réjouit M. Jan Woerner, Directeur général de l'ESA.

Mise sous coiffe d'ExoMars 2016 - Crédit : ESA – B. Bethge

« Je remercie sincèrement notre partenaire russe, qui a aujourd'hui permis à la mission de démarrer dans les meilleures conditions. La coopération continue : demain, nous explorerons ensemble la planète Mars. »

M. Igor Komarov, Directeur général de l'entreprise d'État russe Roscosmos, ajoute : « Ce n'est que par la coopération que nous pouvons obtenir les meilleures solutions techniques, et des résultats de recherche d'exception. Roscosmos et l'ESA œuvrent avec confiance pour le succès de la mission. »

« Nous attendons avec impatience de découvrir les données scientifiques extraordinaires que nous retirerons de cette première mission. Mais ce n'est pas tout : nous obtiendrons également des informations essentielles pour la préparation de la deuxième mission, qui a pour ambition d'étudier la planète non plus seulement en l'observant à distance, mais en en explorant la surface et la subsurface », explique M. Alvaro Giménez, Directeur de la Science à l'ESA.

Après avoir fait route ensemble pendant quelques mois, l'orbiteur d'étude des gaz à l'état de traces (TGO) et Schiaparelli se sépareront le 16 octobre, à 900 000 km de leur destination finale.

Séquence de descente sur Mars de Schiaparelli - Crédit : ESA/ATG medialab

Le 19 octobre, Schiaparelli entrera dans l'atmosphère martienne, et rejoindra la surface de la planète en un peu moins de six minutes.

Il servira de démonstrateur de technologies clés d'entrée, de descente et d'atterrissage mises au point en vue de futures missions, et conduira un certain nombre d'études environnementales durant sa courte mission à la surface de la planète.

Il sera notamment le premier instrument à mesurer les champs électriques à la surface de Mars. Corrélées avec des mesures de la concentration de la poussière atmosphérique, les données ainsi obtenues fourniront des indications inédites sur le rôle joué par les forces électriques dans les déplacements de poussière qui déclenchent les tempêtes de poussière.

À la même date, le TGO se placera sur une orbite elliptique autour de Mars : durant chaque révolution de quatre jours autour de la planète, son altitude variera entre 300 et 96 000 km.

Après avoir effectué pendant un an de complexes manœuvres d'aérofreinage, qui consisteront à utiliser l'atmosphère pour abaisser progressivement son altitude jusqu'à atteindre une orbite circulaire à 400 km de la surface, le TGO entamera sa mission scientifique, dont l'objectif est d'analyser les gaz rares présents dans l'atmosphère martienne.

TGO en orbite autour de Mars - Crédit : ESA/ATG medialab

Il s'intéressera en particulier au méthane, qui, sur Terre, révèle une activité géologique ou biologique.

ExoMars 2016 poursuivra les recherches engagées par la mission Mars Express de l'ESA, qui a détecté en 2004 la présence de méthane dans l'atmosphère martienne. Il s'agira de comprendre quels processus interviennent dans la production et la destruction de ce gaz, à l'aide d'instruments dont la précision est supérieure de trois ordres de grandeur à celle de leurs prédécesseurs.

Le TGO nous enverra également des images d'altérations de la surface martienne qui pourraient signaler la présence de sources de gaz rares, des volcans par exemple. En outre, il sera capable de détecter d'éventuelles réserves d'eau glacée piégées sous la surface, qui, de même que les emplacements des sources potentielles de gaz, pourraient influencer le choix des sites d'atterrissage de futures missions.

L'orbiteur assurera par ailleurs une fonction de relais de données pour la deuxième mission ExoMars, qui comprendra un rover et une plateforme fixe d'étude de la surface, et dont le lancement est programmé en mai 2018, avec une arrivée prévue début 2019.

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Pour en savoir plus sur les amas de galaxies, y compris la façon dont ils se développent par des collisions, les astronomes ont utilisé certains des télescopes les plus puissants du monde, regardant les différents types de lumière. Ils ont concentré de longues observations avec ces télescopes sur une demi-douzaine d'amas de galaxies. Le nom pour le projet d'amas de galaxies est "Frontier Fields." Deux de ces amas de galaxies Frontier Fields, MACS J0416.1-2403 (en abrégé MACS J0416) dans le panneau de droite et MACS J0717.5+3745 (MACS J0717 pour faire court) dans le panneau de gauche, sont présentés ici dans une paire d'images de multiples longueurs d'onde.

Situé à environ 4,3 milliards d'années-lumière de la Terre, MACS J0416 est une paire d'amas de galaxies entrant en collision qui finira par se combiner pour former un amas encore plus grand. MACS J0717, un des amas de galaxies les plus complexes et déformés connus, est le site d'une collision entre quatre amas. Il est situé à environ 5,4 milliards d'années-lumière de la Terre. Ces nouvelles images de MACS J0416 et MACS J0717 contiennent des données provenant de trois télescopes différents : l'observatoire Chandra X-ray de la NASA (émissions diffuses en bleu), le télescope spatial Hubble (rouge, vert et bleu), et le Karl G. Jansky Very Large Array de la National Science Foundation (émissions diffuses en rose). Lorsque les émissions en rayons X et radio se chevauchent l'image apparaît en violet. Les astronomes ont également utilisé les données du radiotélescope géant Metrewave en Inde pour étudier les propriétés de MACS J0416.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/08/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les glaces enfouies à l'intérieur de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko se trouvent essentiellement sous forme cristalline, ce qui implique qu'elles seraient issues de la nébuleuse primitive, et donc du même âge que notre système solaire. Cette découverte a été obtenue par une équipe internationale pilotée par un chercheur du  LAM [1] (CNRS/Aix Marseille Université) et comprenant également des chercheurs du laboratoire J.-L. Lagrange (OCA/CNRS/Université Nice Sophia Antipolis) et du Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CNRS/ Université de Lorraine), avec le soutien du CNES. Leurs résultats proviennent de l'analyse de données fournies par l'instrument Rosina [2], placé à bord de la sonde Rosetta de l'Agence spatiale européenne. Ces travaux ont été publiés le 8 Mars 2016 dans The Astrophysical Journal Letters.

La mission Rosetta nous dévoile peu à peu les secrets des comètes et a permis de trancher une question vieille de plusieurs décennies : la nature de leurs glaces. Deux grandes hypothèses s'affrontaient jusqu'ici: celle d'une glace cristalline, où les molécules d'eau sont arrangées de manière périodique, et celles d'une glace amorphe, où les molécules d'eau sont désordonnées. Un problème rendu d'autant plus sensible par ses implications sur l'origine et la formation des comètes et du système solaire.

C'est l'instrument Rosina de la sonde Rosetta qui aura permis de répondre à cette question. Ce spectromètre de masse a d'abord mesuré, en octobre 2014, les abondances du diazote (N2), du monoxyde de carbone (CO) et de l'argon (Ar) dans la glace de Tchouri. Ces données ont été comparées à celles obtenues en laboratoire dans des expériences sur de la glace amorphe, ainsi qu'à celles de modèles décrivant la composition d'hydrates de gaz, un type de glace cristalline où les molécules d'eau peuvent emprisonner des molécules de gaz. Les proportions de diazote et d'argon retrouvées sur Tchouri correspondent bien à celles du modèle des hydrates de gaz alors que la quantité d'argon déterminée sur « Tchouri » est cent fois inférieure à celle que la glace amorphe peut piéger. La glace de la comète possède donc bien une glace de structure cristalline.

Cette découverte est capitale car elle permet de dater la naissance des comètes. En effet, les hydrates de gaz sont des glaces cristallines qui se sont formées dans la nébuleuse primitive du système solaire,  à partir de la cristallisation de grains de glace d'eau et de l'adsorption de molécules de gaz sur leurs surfaces au cours du lent refroidissement de la nébuleuse. Si les comètes sont composées de glace cristalline, cela signifie qu'elles se sont forcément formées en même temps que le système solaire, et non auparavant dans le milieu interstellaire. La structure cristalline des comètes prouve également que la nébuleuse primitive était suffisamment chaude et dense pour sublimer la glace amorphe qui provenait du milieu interstellaire. Les hydrates de gaz agglomérés par Tchouri ont dû se former entre -228 et -223 °C pour reproduire les abondances observées. Ces travaux confortent également les scénarios de formation des planètes géantes, ainsi que de leurs lunes, qui nécessitent l'agglomération de glaces cristallines.

Notes :

[1] Laboratoire au sein de l'Institut Pytheas

[2] Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis

Pour en savoir plus :

Article de la revue The Astrophysical Journal Letters

Références :

A protosolar nebula origin for the ices agglomerated by 67P/Churyumov-Gerasimenko. Mousis, O., Lunine, J. I., Luspay-Kuti, A., Guillot, T., Marty, B., Ali-Dib, M., Altwegg, K., Hässig, M., Rubin, M., Vernazza, P., Waite, J. H., and Wurz, P. The Astrophysical Journal Letters, 8 Mars 2016

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5723

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le VLT découvre l'existence de disques autour d'étoiles âgées semblables à ceux qui entourent les étoiles plus jeunes

L'interféromètre du Très Grand Télescope de l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili a acquis l'image la plus détaillée à ce jour d'un disque de poussière autour d'une étoile âgée. Il devient pour la première fois possible de comparer de tels disques à ceux qui entourent les étoiles jeunes – et leur ressemblance est étonnante. La possibilité qu'une seconde génération de planètes se forme à partir d'un tel disque dont l'apparition coïncide avec la fin de vie d'une étoile paraît même envisageable.ur cette nouvelle image panoramique, des nuages de gaz rougeoyant sont éclairés par de rares étoiles massives tout récemment formées et encore profondément enfouies dans d'épais nuages de poussière. Ces très jeunes étoiles brûlantes constituent d'éphémères actrices du théâtre cosmique dont l'origine demeure empreinte de mystère. La vaste nébuleuse dont sont issues ces géantes, ainsi que son proche environnement, figurent en détail sur cette image acquise par le télescope de sondage (VST) installé sur le VLT de l'ESO à l'Observatoire de Paranal au Chili.

A la fin de leur existence, de nombreuses étoiles s'entourent de disques stables de gaz et de poussière. Cette matière, issue de l'étoile elle-même, a été expulsée par les vents stellaires lors de la phase géante  rouge. Ces disques ressemblent à ceux qui entourent les jeunes étoiles, et à partir desquels se forment les planètes. Toutefois, les astronomes n'étaient pas encore parvenus à comparer l'un et l'autre types de disques qui se constituent au tout début et à la toute fin du cycle stellaire.

De nombreuses jeunes étoiles se situent à suffisamment grande proximité de la Terre pour que leurs disques puissent faire l'objet d'études approfondies. Tel n'est pas le cas en revanche des étoiles âgées dotées de disques, trop éloignées pour pouvoir être imagées.

La situation a toutefois récemment évolué. Une équipe d'astronomes menée par Michel Hillen et Hans Van Winckel de l'Institut d'Astronomie de Leuven en Belgique, a utilisé l'énorme potentiel de l'Interféromètre du Très Grand Télescope (VLTI) de l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili, équipé de l'instrument PIONIER et du détecteur RAPID auréolé d'une récente mise à jour.

Un système binaire âgé constitua la cible de leurs observations. Il s'agit de IRAS 08544-4431 [1], situé à quelque 4000 années-lumière de la Terre dans la constellation australe des Voiles. Ce système est composé d'une géante rouge dont une partie du contenu matériel s'est condensé en un disque de poussière, et d'une étoile normale, moins évoluée, située à proximité.

L'un des membres de l'équipe, Jacques Kluska de l'Université d'Exeter au Royaume-Uni, explique la technique utilisée : “En combinant la lumière issue de plusieurs télescopes formant l'Interféromètre du Très Grand Télescope, nous sommes parvenus à obtenir un cliché d'une incroyable netteté – voisine de celle qu'obtiendrait un télescope de 150 mètres de diamètre. La résolution atteinte est si élevée qu'elle nous permettrait de déterminer la taille ainsi que la forme d'une pièce d'un euro située à deux mille kilomètres de distance.”

L'incroyable netteté des images [2] acquises par l'Interféromètre du Grand Télescope et l'adoption d'une nouvelle technique d'imagerie capable de supprimer les étoiles centrales de l'image afin de révéler leur environnement, ont permis à l'équipe de scruter, pour la toute première fois, l'ensemble des blocs constitutifs de IRAS 08544-4431.

L'anneau fin constitue l'objet le plus important de l'image. Pour la première fois, le bord intérieur de l'anneau de poussière a pu être observé. Il matérialise parfaitement la lisière du disque de poussière : plus près des étoiles, il s'évaporerait sous l'effet des intenses rayonnements stellaires.

“Nous avons par ailleurs été surpris de découvrir l'existence d'une lueur plus faible, vraisemblablement issue d'un petit disque d'accrétion situé autour de l'étoile compagnon. Nous savions que le système était double, mais ne nous attendions pas à être en mesure d'en voir la seconde composante. L'utilisation du nouveau détecteur PIONIER nous a permis d'effectuer un bond technologique et d'observer les régions internes de ce système distant” ajoute Michel Hillen, principal auteur de cette étude.

L'équipe a découvert que les disques qui entourent les étoiles âgées sont tout à fait semblables en réalité aux disques situés autour des étoiles jeunes, à partir desquelles se forment les planètes. La possibilité qu'une seconde génération de planètes se constitue autour de ces étoiles âgées est envisagée. Elle reste toutefois à confirmer.

“Nos observations d'une part, le travail de modélisation d'autre part, ouvrent une nouvelle fenêtre d'étude de la physique de ces disques ainsi que de l'évolution stellaire au sein des système doubles. Les interactions complexes entre les binaires proches et leurs environnement poussiéreux peuvent, pour la toute première fois, faire l'objet d'un suivi spatio-temporel”, conclut Hans Van Winckel.

Notes

[1] L'appellation de cet objet indique qu'il constitue une source de rayonnement infrarouge qui fut détectée et cataloguée par le satellite IRAS dans les années 1980.

[2] La résolution du VLTI équipé des quatre Télescopes Auxiliaires avoisinait la milliseconde d'arc (1/1000ème d'1/3600ème de degré).

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Imaging the dust sublimation front of a circumbinary disk”, par M. Hillen et al., à paraître, sous la forme d'une Lettre, au sein de la revue Astronomy & Astrophysics.

L'équipe est composée de M. Hillen (Institut d'Astronomie, Leuven, Belgique), J. Kluska (Université d'Exeter, Exeter, Royaume-Uni), J.-B. Le Bouquin (UJF-Grenoble 1/CNRS-INSU, Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, France), H. Van Winckel (Institut d'Astronomie, Leuven, Belgique), J.-P. Berger (ESO, Garching, Allemagne), D. Kamath (Institut d'Astronomie, Leuven, Belgique) et V. Bujarrabal (Observatoire Astronomique National, Alcalá de Henares, Espagne).

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

Liens :  

- L'article de recherche

- Informations complémentaires relatives à PIONIER et au nouveau détecteur RAPID

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/images/eso1608a/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope spatial Hubble de la NASA est une machine à explorer le temps incroyable; en regardant en arrière à travers l'espace, les astronomes regardent réellement en arrière à travers le temps. Maintenant, en poussant Hubble à ses limites, une équipe internationale d'astronomes a brisé le record de distance cosmique en regardant la galaxie la plus éloignée jamais vue. Nommée GN-z11, cette galaxie étonnamment lumineuse et toute jeune est vue comme elle était 13,4 milliards d'années dans le passé. Les astronomes l'ont vu telle qu'elle existait seulement 400 millions d'années après le Big Bang, lorsque l'Univers avait seulement trois pour cent de son âge actuel. A un redshift spectroscopique confirmé de 11,1, la galaxie est encore plus loin qu'on le pensait à l'origine. Elle existait seulement 200 millions à 300 millions d'années après le moment où les scientifiques pensent que les toutes premières étoiles ont commencé à se former. Avec un milliard de masses solaires, elle produit des étoiles étonnamment rapidement pour un moment aussi précoce. Ce nouveau record restera très probablement jusqu'au lancement du successeur de Hubble, le télescope spatial James Webb, qui se penchera encore plus profondément dans l'Univers des premières galaxies.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/07/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La surface de la planète Mars a basculé de 20 à 25 degrés voici 3 à 3,5 milliards d'années. Et c'est un vaste édifice volcanique, le plus grand du Système solaire, qui en est la cause. Par sa masse hors du commun, le dôme volcanique de Tharsis [1] a entraîné la rotation des enveloppes superficielles de Mars (sa croûte et son manteau) autour de son noyau. L'existence de ce grand basculement donne un nouveau visage à la planète Mars durant le premier milliard d'années de son histoire, à un moment où la vie aurait pu apparaitre. Elle offre aussi une réponse unique à trois mystères : on comprend enfin pourquoi les rivières se sont formées à l'endroit où on les observe aujourd'hui, pourquoi certains réservoirs souterrains de glace d'eau, qualifiés jusqu'ici d'anomalie, se situent loin des pôles de Mars, et pourquoi le dôme de Tharsis est aujourd'hui centré sur l'équateur. Ces résultats sont publiés le 2 mars 2016 dans la revue Nature, par une équipe essentiellement française comprenant des chercheurs de Géosciences Paris Sud (CNRS/Université Paris-Sud), de Géosciences environnement Toulouse [2] (CNRS/Université Toulouse III – Paul Sabatier/IRD) et du Laboratoire de météorologie dynamique [3] (CNRS/École polytechnique/UPMC/ENS), ainsi qu'un chercheur du Lunar and planetary laboratory (Université d'Arizona).

Mars n'a pas toujours eu le visage que nous lui connaissons. Il y a 3 à 3,5 milliards d'années, la planète a subi un grand basculement, que vient de mettre en évidence le travail conjoint de géomorphologues, géophysiciens et climatologues. Ce n'est pas l'axe de rotation de Mars qui a bougé (phénomène que l'on appelle variation de l'obliquité) mais les parties externes (manteau, croûte) qui ont tourné par rapport au noyau interne – un peu comme si l'on faisait tourner la chair d'un abricot autour de son noyau ! Ce phénomène avait été prédit théoriquement [4], mais jamais encore démontré. L'origine de ce basculement ? Le gigantesque dôme volcanique de Tharsis. Sa formation a débuté il y a plus de 3,7 milliards d'années, vers 20° de latitude nord et l'activité volcanique s'est  poursuivie pendant plusieurs centaines de millions d'années jusqu'à former un plateau de plus de 5000 km de diamètre, environ 12 km d'épaisseur en moyenne et 1 milliard de milliards de tonnes (1/70e de la Lune). Une masse telle qu'elle a fait pivoter la croûte et le manteau de Mars. Le dôme de Tharsis s'est alors retrouvé sur l'équateur, ce qui correspond à sa nouvelle position d'équilibre.
 
Avant ce basculement, les pôles de Mars étaient donc différents. En 2010, Isamu Matsuyama (Université d'Arizona) avait déjà démontré grâce à un modèle géophysique que, si on retire le dôme de Tharsis de la planète, celle-ci s'oriente différemment par rapport à son axe. Dans cette nouvelle étude, les géomorphologues Sylvain Bouley (Université Paris-Sud) et David Baratoux (Université Toulouse III – Paul Sabatier) montrent pour la première fois que les rivières étaient à l'origine réparties sur une bande tropicale sud d'une planète Mars tournant autour de pôles décalés d'une vingtaine de degrés par rapport aux pôles actuels. Ces pôles sont cohérents avec ceux calculés de manière indépendante par Isamu Matsuyama. Cette corrélation remarquable est confortée par des observations d'autres équipes scientifiques qui avaient déjà observé dans la région de ces anciens pôles des traces de fonte et de retrait de glaciers, et des preuves de glace souterraine.

Un tel basculement n'est pas anodin sur la physionomie de la planète. La forme de la planète dans cette configuration primitive a été recalculée par Isamu Matsuyama, afin d'en examiner les conséquences sur le visage de la planète Mars primitive. Cette étude modifie profondément le scénario généralement accepté, selon lequel le dôme de Tharsis se serait majoritairement formé avant 3,7 milliards d'années et préexisterait aux rivières puisque c'est lui qui leur imprimerait leur sens d'écoulement. A partir de la topographie calculée, Sylvain Bouley, Antoine Séjourné (Université Paris-Sud) et François Costard (CNRS) ont démontré que malgré un relief différent avec ou sans Tharsis, la plupart des rivières coulent, dans les deux cas, des hauts terrains cratérisés de l'hémisphère sud vers les plaines basses de l'hémisphère nord. Cette observation suggère que les rivières peuvent tout à fait être contemporaines de la formation du dôme de Tharsis.

La topographie de Mars avant le basculement permet également d'étudier le climat primitif de la planète. En utilisant les modèles climatiques du Laboratoire de météorologie dynamique, François Forget (CNRS) et Martin Turbet (UPMC) mettent en évidence, en présence d'un climat froid et d'une atmosphère plus dense que celle d'aujourd'hui, une accumulation de glaces autour de 25° Sud, dans les régions qui correspondent aux sources des rivières aujourd'hui asséchées.

Cette étude bouleverse notre représentation de la surface de Mars telle qu'elle a dû être il y a 4 milliards d'années, et modifie aussi profondément la chronologie des évènements. Selon ce nouveau scénario, la période de stabilité de l'eau liquide permettant la formation de vallées fluviales est contemporaine, et sans doute une conséquence, de l'activité volcanique du dôme de Tharsis. Le grand basculement déclenché par Tharsis a eu lieu après la fin de l'activité fluviale (-3,5 milliards d'années) et a ainsi donné à Mars le visage qu'on lui connaît aujourd'hui. Désormais, quand on s'intéressera à l'époque primitive de Mars – pour chercher des traces de vie ou d'un océan, par exemple – il faudra apprendre à penser avec cette nouvelle géographie.

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Notes :

[1] Où se trouve Olympus Mons, la plus haute montagne du système solaire (il culmine à plus de 21 km).
[2] Le laboratoire Géosciences environnement Toulouse fait partie de l'Observatoire Midi-Pyrénées.
[3] Le laboratoire de météorologie dynamique fait partie de l'Institut Pierre Simon Laplace.
[4] Un tel phénomène a d'ailleurs pu se produire sur d'autres planètes, dont la Terre. Mais sur Terre, la tectonique des plaques en a effacé les traces éventuelles.

Références :

Late Tharsis formation and implications for early Mars, Sylvain Bouley, David Baratoux, Isamu Matsuyama, Francois Forget, Antoine Séjourné, Martin Turbet & Francois Costard. Nature, 2 mars 2016. DOI: 10.1038/nature17171

Source : Communiqué de Presse du CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/4437.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Sur cette nouvelle image panoramique, des nuages de gaz rougeoyant sont éclairés par de rares étoiles massives tout récemment formées et encore profondément enfouies dans d'épais nuages de poussière. Ces très jeunes étoiles brûlantes constituent d'éphémères actrices du théâtre cosmique dont l'origine demeure empreinte de mystère. La vaste nébuleuse dont sont issues ces géantes, ainsi que son proche environnement, figurent en détail sur cette image acquise par le télescope de sondage (VST) installé sur le VLT de l'ESO à l'Observatoire de Paranal au Chili.

RCW 106 est un vaste nuage de gaz et de poussière situé à quelque 12 000 années-lumière de la Terre dans la constellation australe de La Règle (originellement appelée l'équerre du charpentier). Sa dénomination résulte de la 106ème place qu'elle occupe au sein du catalogue des régions HII du Sud de la Voie Lactée [1]. Les régions HII telle RCW 106 consistent en des nuages de gaz d'hydrogène ionisé par l'intense rayonnement en provenance de jeunes étoiles brûlantes, qui brillent et arborent de merveilleuses, voire de surprenantes formes.

RCW 106 est en apparence constitué du seul nuage rougeoyant situé au-dessus du centre de cette nouvelle image. Dans la réalité, il s'étend bien au-delà de cette limite visible, la majeure partie de cette vaste région HII se trouvant masquée par la poussière. Beaucoup d'autres objets différents figurent sur cette image à grand champ acquise par le VST. Citons, à titre d'exemples, les filaments situés à droite de l'image, ou restes d'une ancienne supernova, ainsi que les filaments rouge rayonnant dans l'angle inférieur gauche de l'image qui entourent une étoile très chaude et particulièrement inhabituelle [2]. Des zones de poussière sombre parsèment également ce paysage cosmique.

Les astronomes ont longuement étudié RCW 106 – non pas les nuages rougeoyants qui le constituent, mais plutôt la mystérieuse origine des étoiles massives et puissantes qu'ils abritent. Bien qu'elles soient extrêmement brillantes, ces étoiles ne peuvent être observées dans le domaine visible. Parce qu'elles nichent au sein d'épais nuages de poussière, seuls des clichés de cette région pris à des longueurs d'ondes plus grandes sont en mesure de révéler leur existence.

Le processus conduisant à la naissance d'étoiles moins massives tel que le Soleil est bien connu : à mesure que des nuages de gaz s'effondrent sous l'effet de leur propre gravité, la densité et la température augmentent et des réactions de fusion nucléaire s'enclenchent. Ce scénario ne semble pas totalement adapté aux étoiles plus massives qui peuplent des régions telle RCW 106 : ces étoiles, que les astronomes classent parmi les étoiles de type O, sont dotées de masses équivalant à plusieurs dizaines de masses solaires. La façon dont elles parviennent à amasser et contenir tant de gaz pour se former n'est pas clairement définie.

Les étoiles de type O naissent probablement au sein des régions les plus denses des nébuleuses telle RCW 106. Les étudier constitue un véritable défi : en plus d'être cachées derrière d'épais nuages de poussière, les étoiles de type O ont des durées de vie extrêmement courtes. En quelques dizaines de millions d'années, elles ont consommé tout leur combustible nucléaire en effet, tandis que cette phase s'étend sur des dizaines de milliards d'années pour les étoiles moins massives. La difficulté de constituer une étoile de cette masse d'une part, la brièveté de leur existence d'autre part, expliquent leur rareté – les étoiles de type O ne représentent qu'une étoile sur trois millions dans notre environnement cosmique. En outre, aucune des étoiles de type O connue ne se situe à proximité suffisante pour permettre leur étude détaillée. Pour toutes ces raisons, le processus de formation de ces éphémères géantes stellaires demeure aujourd'hui encore mystérieux. Seule leur impressionnante capacité à faire briller des régions HII telles que celle-ci nous est accessible.

Notes

[1] Le catalogue a été constitué en 1960 par trois astronomes de l'Observatoire du Mont Stromlo en Australie. Le préfixe RCW résulte de la combinaison de leurs noms : Rodgers, Campbell et Whiteoak.

[2] Le reste de supernova baptisé SNR G332.4-00.4 est également connu sous l'appellation RCW 103. Il est vieux de quelque 2000 ans. Les filaments inférieurs sont ceux de RCW 104, et entourent l'étoile de type Wolf–Rayet notée WR 75. Bien que ces objets portent la désignation RCW, des études plus poussées ont montré qu'aucun d'eux ne constituait une région HII.

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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.

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Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1607/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie