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Nouvelles du Ciel d'Avril 2013 |
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Nouvelles du Ciel d'Avril 2013 |
Herschel n'observera plus l'Univers
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L'observatoire spatial de l'ESA Herschel a épuisé comme prévu sa réserve de liquide de refroidissement, l'hélium, ce qui met un terme à plus de trois années d'observations sans précédent de l'Univers froid.
Herschel et Vela C - Crédit : ESA/PACS & SPIRE Consortia, T. Hill, F. Motte, Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA/IRFU – CNRS/INSU – Uni. Paris Diderot, HOBYS Key Programme Consortium
Lancé le 14 mai 2009, Herschel contenait après son dernier remplissage plus de 2 300 litres d'hélium liquide, qui se sont évaporés lentement au fil de la mission.
Cette évaporation programmée d'hélium liquide était indispensable pour refroidir à un niveau proche du zéro absolu les instruments de l'observatoire, ce qui a permis à Herschel de procéder à des observations scientifiques de haute sensibilité de l'Univers froid jusqu'à aujourd'hui.
C'est cet après-midi que nous est parvenue la confirmation de l'épuisement de la réserve d'hélium, au début de la session quotidienne de transmission du satellite à sa station sol, située en Australie occidentale ; les températures mesurées sur tous les instruments d'Herschel sont en nette augmentation.
"Herschel a dépassé toutes nos attentes en nous fournissant une extraordinaire mine de données qui va occuper les astronomes pendant encore de nombreuses années", déclare le Professeur Alvaro Giménez, Directeur Science et Exploration robotique de l'ESA.
Herschel a effectué plus de 35 000 observations scientifiques ; ses quelque six cents programmes d'observation ont emmagasiné plus de 25 000 heures de données, auxquelles s'ajoutent 2000 heures d'observations à des fins d'étalonnage. Cette riche moisson de données est engrangée au Centre européen d'Astronomie spatiale de l'ESA, près de Madrid en Espagne.
La mission Herschel nous laisse ces archives en héritage. Elles devraient nous permettre de faire davantage encore de découvertes que les astronomes n'en ont faites pendant la durée d'exploitation de la mission.
"La moisson de données scientifiques inédites recueillies par Herschel doit beaucoup à l'excellent travail accompli par l'industrie, les institutions et milieux universitaires européens dans le cadre de la conception, de la construction et de l'exploitation de l'observatoire et de ses instruments", ajoute Thomas Passvogel, responsable des projets Herschel et Planck à l'ESA.
La mission Herschel s'est accompagnée d'un certain nombre d'avancées technologiques pouvant bénéficier à d'autres missions spatiales et déboucher sur des technologies dérivées. En effet, il a fallu pour la mission Herschel développer des systèmes cryotechniques de pointe, construire le plus grand miroir de télescope jamais envoyé dans l'espace et utiliser les détecteurs directs les plus sensibles qui soient de la lumière émise dans l'infrarouge lointain jusqu'aux ondes millimétriques. Les techniques de fabrication mises au point pour Herschel ont déjà été appliquées à la génération suivante de missions spatiales de l'ESA, et notamment à Gaia.
"Herschel nous a offert une vision totalement nouvelle de l'Univers, en nous montrant des aspects qui nous étaient cachés jusqu'à présent, comme des processus encore jamais vus de naissance d'étoiles et de formation de galaxies, et en nous aidant à détecter la présence d'eau partout dans l'Univers, dans les nuages moléculaires comme dans les étoiles nouvelles, leurs disques protoplanétaires et leurs ceintures de comètes", indique Göran Pilbratt, responsable scientifique du projet Herschel à l'ESA.
La naissance des étoiles
Les images époustouflantes prises par Herschel, montrant des réseaux complexes de filaments de poussière et de gaz dans notre galaxie, la Voie Lactée, dressent une histoire illustrée de la formation des étoiles. Ces observations exceptionnelles dans l'infrarouge lointain fournissent aux astronomes un éclairage nouveau sur la façon dont les turbulences agitent le gaz présent dans le milieu interstellaire et donnent naissance aux structures filamentaires présentes dans les nuages moléculaires froids.
Si les conditions nécessaires sont remplies, la gravité intervient et fragmente les filaments pour donner naissance à des noyaux compacts. Profondément enfouies dans ces noyaux se trouvent des protoétoiles, germes d'étoiles nouvelles qui, en réchauffant la poussière qui les entoure de quelques degrés seulement au-dessus du zéro absolu, se rendent visibles à l'œil thermosensible de Herschel.
Sur la piste de l'eau
Pendant les premiers millions d'années de la vie des étoiles, il est possible de suivre la formation de planètes dans les disques denses de gaz et de poussière qui tourbillonnent autour d'elles. Herschel a notamment pu déceler la présence d'eau, molécule cruciale pour la vie telle que nous la connaissons, dans des nuages contenant des étoiles en formation, dans des étoiles ou encore dans des disques contenant des planètes en formation.
Herschel a détecté dans ces disques de la vapeur d'eau dans des quantités représentant plusieurs milliers de fois les océans terrestres, ainsi que des quantités encore plus grandes de glace piégée à la surface de grains de poussière et à l'intérieur de comètes.
Plus près de nous, Herschel a également étudié la composition de la glace d'eau présente dans la comète Hartley-2 et a découvert qu'elle présente quasiment le même rapport isotopique que l'eau de nos océans.
Ces résultats relancent le débat sur la quantité d'eau terrestre provenant de l'impact de comètes sur notre planète. En associant ces données avec les observations de ceintures de comètes massives entourant d'autres étoiles, les astronomes espèrent réussir à comprendre si un processus similaire pourrait se produire dans d'autres systèmes planétaires que le nôtre.
Les galaxies au fin fond de l'Univers
Herschel a en outre contribué à améliorer nos connaissances sur la formation des étoiles sur de très grandes échelles dans l'espace et le temps cosmiques. En étudiant la formation d'étoiles dans des galaxies lointaines, il a montré que nombre de ces galaxies étaient le siège d'une très intense activité de production d'étoiles, même au tout début de l'histoire de l'Univers, il y a 13,8 milliards d'années.
Ces galaxies très actives produisent l'équivalent de centaines voire de milliers de masses solaires par an. À titre de comparaison, notre galaxie, la Voie Lactée, produit l'équivalent d'une seule masse solaire par an en moyenne.
Les chercheurs qui étudient la formation et l'évolution des galaxies ne savent pas comment ces dernières ont pu supporter un rythme de production d'étoiles aussi intense pendant les premiers milliards d'années de l'Univers. Les observations de Herschel semblent indiquer que lorsque l'Univers était jeune, les galaxies étaient beaucoup plus riches en gaz, ce qui permettait des taux élevés de production d'étoiles même en l'absence des collisions entre galaxies qui habituellement déclenchent les sursauts spectaculaires de formation d'étoiles.
"La fin des observations de Herschel ne signifie en aucune façon la fin de la mission : il nous reste de nombreuses découvertes à faire", déclare Göran Pilbratt.
"Nous allons maintenant nous concentrer sur la mise à disposition de nos données en offrant les meilleurs cartes, spectres et catalogues possibles afin d'aider les astronomes actuels et futurs dans leurs travaux. Malgré tout, c'est avec tristesse que nous voyons cette phase d'observation s'achever. Un grand merci à Herschel !"
L'observatoire spatial de l'ESA Herschel a été lancé le 14 mai 2009 ; avec son miroir primaire de 3,5 m de diamètre, il constitue le télescope dans l'infrarouge le plus grand et le plus puissant jamais envoyé dans l'espace. Ses deux caméras/spectromètres imageurs, PACS (photomètre imageur et spectromètre) et SPIRE (récepteur imageur spectral et photométrique), couvrent à eux deux les longueurs d'ondes allant de 55 à 670 microns. Un troisième instrument scientifique, le spectromètre très haute résolution HIFI (instrument hétérodyne pour l'infrarouge lointain), couvre deux bandes de longueurs d'ondes : 157-212 microns et 240-625 microns. Ces trois instruments sont placés à l'intérieur d'un cryostat rempli d'hélium liquide superfluide qui les refroidit à -271ºC. La mission a fini par épuiser sa réserve de liquide de refroidissement le 29 avril 2013.
Bien que son hélium soit épuisé, Herschel va continuer à communiquer avec le sol pendant quelque temps et cette période sera mise à profit pour conduire une série d'essais techniques. Enfin, en mai, il sera propulsé sur une orbite de rebus stable autour du Soleil où il restera sur le long terme.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Einstein a eu raison - jusqu'à présent
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Un pulsar record amène à tester la relativité générale dans des conditions extrêmes.
Les astronomes ont utilisé le Très Grand Télescope de l'ESO (le VLT) ainsi que divers radiotélescopes terrestres pour trouver et étudier une étrange paire d'étoiles constituée de l'étoile à neutrons la plus massive connue à ce jour autour de laquelle une naine blanche est en orbite. Cette nouvelle binaire, atypique, permet d'effectuer des tests jusqu'alors impossibles de la théorie de la gravitation d'Einstein - la relativité générale. Jusqu'ici, les nouvelles observations se révèlent en accord parfait avec les prédictions de la relativité générale et incompatibles avec une quelconque théorie alternative. Les résultats de cette étude paraîtront dans l'édition du 26 avril 2013 de la revue Science.
Vue d'artiste du pulsar PSR J0348+0432 et de sa compagne naine blanche - Crédit : ESO/L. Calçada
Une équipe internationale a découvert un objet binaire atypique constitué d'une étoile à neutrons extrêmement dense qui effectue 25 rotations sur elle-même par seconde, autour de laquelle une naine blanche gravite en deux heures et demi. L'étoile à neutrons est un pulsar qui émet des ondes radio que les radiotélescopes disséminés sur Terre peuvent capter. Ce système binaire pour le moins atypique est une curiosité en lui-même, mais il constitue aussi et surtout un laboratoire unique de tests des limites des théories physiques.
Ce pulsar, noté PSR J0348+0432, constitue le reste de l'explosion d'une supernova. Il est deux fois plus lourd que le Soleil mais son diamètre est inférieur à 20 kilomètres. A sa surface, le champ de gravité est au moins 300 milliards de fois plus intense que celui qui règne à la surface de la Terre ; en son centre, l'équivalent d'un morceau de sucre contient plus d'un milliard de tonnes de matière condensée. Sa compagne, la naine blanche, est à peine moins exotique : elle constitue le vestige encore brillant d'une étoile bien plus légère qui a perdu son atmosphère et se refroidit lentement.
« J'étais en train d'observer le système au moyen du VLT de l'ESO, à la recherche des variations de la lumière émise par la naine blanche et résultant de son mouvement autour du pulsar » nous confie John Antoniadis, un doctorant de l'Institut Max Planck de Radioastronomie (MPIfR) à Bonn et auteur principal de l'article. « Une analyse rapide en temps réel m'a laissé entrevoir que le pulsar était très massif. Sa masse est deux fois supérieure à celle du Soleil, ce qui en fait l'étoile à neutrons la plus massive que nous connaissions et également un excellent laboratoire de recherche en physique fondamentale ».
La théorie de la relativité générale d'Einstein, qui explique que la gravitation résulte de la courbure de l'espace-temps générée par la présence de matière et d'énergie, a passé avec succès tous les tests effectués depuis sa publication, voici près d'un siècle. Mais elle ne peut constituer la théorie ultime et devra un jour être abandonnée [1].
Les physiciens ont formulé d'autres théories de la gravitation dont les prédictions diffèrent de celles de la relativité générale. Selon certaines de ces théories alternatives, ces différences n'apparaîtraient qu'en présence de champs gravitationnels extrêmement intenses, en dehors du Système Solaire donc. En termes de gravité, PSR J0348+0432 constitue un objet véritablement extrême, même en comparaison avec les autres pulsars qui ont été utilisés pour tester, avec grande précision, la théorie de la relativité générale d'Einstein [2]. Dans des champs gravitationnels si intenses, de faibles augmentations de masse peuvent générer de larges variations de courbure de l'espace-temps qui entoure de tels objets. Jusqu'à présent, les astronomes ignoraient totalement ce qui se produirait en présence d'une étoile à neutrons aussi massive que PSR J0348+0432. Elle offre donc l'opportunité unique de pousser les tests à l'extrême.
L'équipe a synchronisé les observations de la naine blanche effectuées au moyen du Très Grand Télescope avec le timing très précis du pulsar obtenu au moyen de radiotélescopes [3]. Un système binaire si rapproché émet des ondes gravitationnelles et perd de l'énergie. Ce qui induit de très lentes variations de la période orbitale et les variations prédites par la relativité générale et les autres théories concurrentes sont différentes.
« Nos observations effectuées dans le domaine radio étaient si précises que nous avons déjà été capables de mesurer une variation de 8 millionièmes de seconde par an dans la période orbitale, soit exactement ce que prédit la théorie d'Einstein », nous révèle Paulo Freire, un autre membre de l'équipe.
L'étude approfondie de cet objet unique ne fait que débuter et les astronomes l'utiliseront pour tester la relativité générale à un degré de précision toujours plus élevé.
Notes [1] La théorie de la relativité générale n'est pas compatible avec l'autre grande théorie du XXème siècle, celle de la mécanique quantique. En outre, elle prédit des singularités dans certaines circonstances, lorsque certaines grandeurs tendent vers l'infini, au centre d'un trou noir par exemple.
[2] Le premier pulsar binaire, PSR B1913+16, a été découvert par Joseph Hooton Taylor Jr et Russell Hulse, ce qui leur a valu le Prix Nobel de Physique en 1993. Ils ont mesuré avec précision les variations de propriétés de cet objet singulier et montré qu'elles étaient tout à fait compatibles avec les pertes d'énergie par rayonnement gravitationnel prévues par la relativité générale.
[3] Ce travail a utilisé les données issues des radiotélescopes d'Effelsberg, d'Arecibo et de Green Bank ainsi que celles des télescopes optiques du Très Grand Télescope de l'ESO et du Télescope William Herschel.
Plus d'informations Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé « A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Orbit » par John Antoniadis et al., à paraître dans l'édition du 16 avril 2013 de la revue Science.
L'équipe est composée de John Antoniadis (Institut Max Planck pour la Radioastronomie [MPIfR], Bonn, Allemagne), Paulo C. C. Freire (MPIfR), Norbert Wex (MPIfR), Thomas M. Tauris (Institut Argelander pour l'Astronomie, Bonn, Allemagne; MPIfR), Ryan S. Lynch (Université McGill, Montreal, Canada), Marten H. van Kerkwijk (Université de Toronto, Canada), Michael Kramer (MPIfR; Banque Centrale Jodrell pour l'Astrophysique, Université de Manchester, Royaume-Uni), Cees Bassa (Banque Jodrell), Vik S. Dhillon (Université de Sheffield, Royaume-Uni), Thomas Driebe (Centre allemand de recherche aérospatiale, Bonn, Allemagne), Jason W. T. Hessels (ASTRON, Institut néerlandais pour la radioastronomie, Dwingeloo, Pays-Bas; Université d'Amsterdam, Pays-Bas), Victoria M. Kaspi (Université McGill), Vladislav I. Kondratiev (ASTRON; Institut de Physique Lebedev, Moscou, Russie), Norbert Langer (Institut Argelander pour l'Astronomie), Thomas R. Marsh (Université de Warwick, Royaume-Uni), Maura A. McLaughlin (Université de Virginie Ouest), Timothy T. Pennucci (Department d'Astronomie, Université de Virginie) Scott M. Ransom (Observatoire national de Radioastronomie, Charlottesville, Etats-Unis), Ingrid H. Stairs (Université de Colombie Britannique, Vancouver, Canada), Joeri van Leeuwen (ASTRON; Université d'Amsterdam), Joris P. W. Verbiest (MPIfR), David G. Whelan (Department d'Astronomie, Université de Virginie).
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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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Première détection de planètes extrasolaires en combinant les instruments Kepler, SOPHIE et HARPS-N
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Une équipe de chercheurs comprenant des membres de l'Institut d'Astrophysique de Paris (IAP-CNRS/UPMC) et du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM-CNRS/Aix Marseille Université), vient de détecter deux nouvelles planètes extrasolaires [1]. Celles-ci ont été identifiées et caractérisées grâce à des observations combinées du télescope spatial Kepler [2], des instruments SOPHIE [3] et HARPS-N [4]. Ces planètes sont parmi les premières détectées avec HARPS-N, un nouveau spectroscope de très haute précision auquel les astronomes ont pu avoir accès grâce à un programme d'échange de nuits d'observation entre les télescopes européens [5]. Ces deux nouvelles planètes, baptisées KOI-200b et KOI-889b, ont des tailles voisines de celle de Jupiter mais font le tour de leur étoile en moins de dix jours sur des orbites excentriques. Ces résultats, qui peuvent aider à mieux comprendre l'évolution des orbites des planètes situées très proches de leur étoile, sont publiés prochainement dans la revue Astronomy & Astrophysics.
Les trois observatoires utilisés pour cette étude : de gauche à droite, le satellite observatoire Kepler, le télescope de 1,93 cm de l'Observatoire de Haute-Provence équipé du spectroscope SOPHIE, et le Télescope italien Galilée équipé du spectroscope HARPS-N (© NASA & CNRS).
L'équipe de chercheurs participe à ces observations au sol en utilisant, depuis 2010, l'instrument SOPHIE, un spectroscope extrêmement précis installé au télescope de 1,93 mètre de l'Observatoire de Haute-Provence [6] et spécialisé notamment dans ce type d'études. SOPHIE lui a déjà permis de détecter et caractériser plus d'une quinzaine de planètes Kepler. L'équipe complète à présent ce programme par des observations menées avec le spectroscope HARPS-N, d'une précision encore supérieure à celle de SOPHIE. Il a été mis en place en 2012 au Télescope italien Galilée [7]. L'un des objectifs principaux de HARPS-N est d'étudier et de caractériser les candidats Kepler. L'équipe française a pu utiliser ce nouvel instrument grâce à un programme d'échange de nuits d'observation au sein de la communauté européenne. C'est l'utilisation combinée des observations de Kepler et des deux spectroscopes SOPHIE et HARPS-N qui a permis la détection et l'étude de ces deux nouvelles planètes, nommées KOI-200b et KOI-889b.
Vues schématiques des deux systèmes planétaires détectés (© CNRS).
La planète KOI-200b est un peu plus grosse que Jupiter et un peu moins massive. D'une faible densité, cette géante gazeuse tourne autour de son étoile en un peu plus d'une semaine. La planète KOI-889b a une taille semblable à celle de Jupiter mais une masse dix fois plus grande. Cette planète hyper-massive tourne autour de son étoile en un peu moins de neuf jours. La majorité des planètes en transit connues ont des périodes orbitales inférieures à cinq jours ; comme la plupart des celles qui ont des périodes plus longues, KOI-200b et KOI-889b ont pu être détectées en partie grâce à des observations spatiales. Ces deux planètes sont sur des orbites particulièrement excentriques. Pendant leur révolution, elles s'approchent puis s'éloignent de leur étoile, provoquant de grandes variations de la température d'équilibre des planètes, de plusieurs centaines de degrés en quelques jours. En plus d'être l'une des plus massives, KOI-889b est l'une des planètes en transit connues les plus excentriques. Elle pourrait avoir été formée par un mécanisme différent des planètes moins massives. En effet, si certaines de ces planètes géantes et chaudes semblent promises à finir un jour par tomber sur leur étoile, d'autres pourraient atteindre une orbite à l'équilibre plus stable. Ces deux nouvelles planètes peuvent ainsi aider à mieux comprendre les interactions gravitationnelles qui influent sur l'évolution des orbites des planètes proches de leur étoile.
Note(s) : [1] Déjà plus de 800 planètes ont été détectées autour d'autres étoiles que le Soleil. Vues depuis la Terre, certaines de ces planètes extrasolaires ont une orbite orientée de telle manière qu'elles passent juste devant leur étoile à chaque révolution. Ces transits réguliers de la planète devant son étoile provoquent une légère baisse de la lumière de l'étoile. Ces mini-éclipses permettent de sonder les propriétés de la planète et de son atmosphère. Prenant la suite du satellite observatoire CoRoT du CNES, la mission Kepler de la NASA a identifié plus de 2000 étoiles ayant de grandes chances d'héberger des planètes en transit. Pour la plupart de ces candidats, des observations complémentaires au sol sont nécessaires pour établir s'il s'agit ou non de planètes, puis pour parfaire leur caractérisation.
[2] Kepler : http://kepler.nasa.gov
[3] SOPHIE : http://www.obs-hp.fr/guide/sophie/sophie_infos.shtml
[4] HARPS-N : http://www.tng.iac.es/instruments/harps, Développé par une collaboration réunissant des laboratoires d'Italie, de Suisse, du Royaume Uni et des États Unis
[5] PROGRAMME D'ÉCHANGE DE NUITS : Dans le cadre de cet échange, les astronomes européens peuvent avoir accès à des instruments français, et notamment SOPHIE à l'Observatoire de Haute-Provence. De la même manière, les astronomes français peuvent mener des programmes dans des observatoires européens, en l'occurrence au Télescope italien Galilée avec l'instrument HARPS-N : http://www.astro-opticon.org
[6] Observatoire de Haute-Provence : http://www.obs-hp.fr
[7] Télescope italien Galilée : http://www.tng.iac.es, un télescope italien de 3,58 mètres installé aux Îles Canaries
Référence : KOI-200 b and KOI-889 b: two transiting exoplanets detected and characterized with Kepler, SOPHIE and HARPS-N, G. Hébrard et al., 2013, Astronomy & Astrophysics, sous presse (arXiv:1304.6002).
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Comètes C/2013 G8 (PANSTARRS), C/2013 G9 (Tenagra), C/2013 H1 (La Sagra), C/2012 OP (Siding Spring)
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C/2013 G8 (PANSTARRS) Une nouvelle comète a été découverte le 14 Avril 2013 par les membres de l'équipe de PANSTARRS sur les images CCD obtenues avec le télescope Pan-STARRS1 de 1,8-m de Haleakala. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de F. Hormuth (Calar Alto), J. G. Ries (McDonald Observatory), R. J. Wainscoat, M. Micheli et A. Draginda (Mauna Kea) et H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 G8 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 27 Février 2014 à une distance d'environ 4,7 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 14 Novembre 2013 à une distance d'environ 5,1 UA du Soleil.
C/2013 G9 (Tenagra) Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde
a été découvert par M. Schwartz et P. R. Holvorcem
(Tenagra II Observatory) sur les images CCD obtenues le 15 Avril
2013 avec l'astrographe Tenagra II de 0.41-m f/3.75. Après
publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, l'objet a
été confirmé par les observations de F. Hormuth
(Calar Alto), J. Vilagi (Modra), T. Linder et R. Holmes (via Cerro
Tololo), J. G. Ries (McDonald Observatory), H. Sato (via iTelescope
Observatory, Siding Spring), E. Bryssinck (via iTelescope Observatory,
Siding Spring), S. Okumura et T. Sakamoto (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS),
et a révélé sa nature cométaire lors
d'observations effectuées par P. Campbell, N. Howes et E.
Guido (via Haleakala-Faulkes Telescope North).
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 14 Janvier 2015 à une distance d'environ 5,3 UA du Soleil.
C/2013 H1 (La Sagra) Une nouvelle comète a été découverte sur les images CCD prises le 19 Avril 2013 par l'équipe de l'Observatoire OAM de La Sagra (S. Sanchez, J. Nomen, M. Hurtado, J. A. Jaume, W. K. Y. Yeung, F. Serra, T. Valls, E. J. Christensen) avec le télescope de 0,45-m f/2.8. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de S. Urakawa et K. Nishiyama (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS), J. Lacruz (La Canada), A. Diepvens (Olmen), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), T. H. Bressi (LPL/Spacewatch II), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Mayhill), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), N. E. Pritchett et E. Bryssinck (via iTelescope Observatory, Nerpio), D. Briggs (South Observatory, Clanfield), E. Bryssinck (via iTelescope Observatory, Mayhill), A. Boattini (Catalina Sky Survey), J. G. Ries (McDonald Observatory), E. Bryssinck (Brixiis Observatory, Kruibeke), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), P. Wiggins (Tooele).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 H1 (La Sagra) indiquent un passage au périhélie le 01 Juin 2013 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Mai 2014 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil.
C/2012 OP (Siding Spring) Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde a été découvert le 16 Juillet 2012 par R. H. McNaught dans le cadre du Siding Spring Survey, répertorié comme tel sous la dénomination de 2012 OP, et observé par T. Linder et R. Holmes (via Cerro Tololo), A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo), C. Colazo et P. Guzzo (Cordoba-Bosque Alegre) en Juillet, Août et Septembre avant d'être perdu en raison de son passage en conjonction solaire. L'objet a été retrouvé par H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring) le 20 Mars 2013, et observé de nouveau les 09 et 11 Avril 2013 par lui-même (via iTelescope Observatory, Mayhill), notant au passage une fonctionnalité cométaire apparente. La nature cométaire a été confirmée par la suite par les observations de L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), L. Buzzi, T. Vorobjov, S. Foglia, P. Miller, T. Lister (Cerro Tololo-LCOGT A), P. Miller, P. Roche, A. Tripp, R. Miles, R. Holmes, S. Foglia, L. Buzzi (via Haleakala-Faulkes Telescope North).
Les éléments orbitaux de la comète C/2012 OP (Siding Spring) indiquent un passage au périhélie le 04 Décembre 2012 à une distance d'environ 3,6 UA du Soleil.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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La convection en couche permet d'expliquer l'anomalie de luminosité de Saturne
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Deux chercheurs du LMD (IPSL-CNRS/UPMC/École Polytechnique/ENS Paris) et du CRAL (CNRS/Université Lyon 1/ENS Lyon) viennent d'expliquer l'anomalie de luminosité infrarouge de Saturne. Leur théorie offre une alternative au modèle auparavant plébiscité qui expliquait, bien qu'en partie seulement, cet excès de luminosité infrarouge par des pluies d'hélium dans l'atmosphère de la planète aux anneaux. Cette étude pourrait servir à expliquer d'autres anomalies observées chez les planètes géantes du système solaire ou extrasolaires, elle fait l'objet d'une publication dans la revue Nature Geoscience du 21 avril.
Depuis leur naissance, les planètes géantes du système solaire se refroidissent et se contractent. Elles émettent ainsi plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil. En appliquant les deux premiers principes de la thermodynamique, on peut déterminer le taux de refroidissement, donc l'évolution de la luminosité (c'est à dire la puissance rayonnée) et de la température d'une planète au cours du temps et ainsi expliquer les propriétés observées de nos planètes géantes. A une notable exception près ! Depuis les premières mesures effectuées vers la fin des années 60, on sait que la luminosité infrarouge de Saturne est beaucoup trop élevée pour son âge par rapport aux prédictions théoriques, défiant notre compréhension. En l'absence d'autres explications satisfaisantes, cet excès de luminosité est en général attribué à des "pluies d'hélium". En effet, sous les conditions de pressions et températures régnant au sein de la planète, l'hydrogène et l'hélium, les deux constituants essentiels de l'enveloppe gazeuse, sont supposés se séparer en deux phases inhomogènes, formant des "gouttes" riches en hélium, plus denses, qui tombent vers le centre de la planète. Ceci libère de l'énergie gravitationnelle qui produit une source de chaleur supplémentaire au sein de la planète, augmentant ainsi sa luminosité. Cependant, les calculs prenant en compte ce phénomène semblent montrer que l'effet de ces pluies d'hélium n'est pas suffisant pour expliquer totalement l'excès infrarouge de Saturne.
L'anomalie de luminosité infrarouge de Saturne pourrait être due à la convection en couche. Crédits : J. Leconte/S. Stellmach
Pour des raisons de simplicité, cependant, tous ces modèles font l'hypothèse que le transport d'énergie de l'intérieur de la planète vers la surface se fait de manière très efficace grâce à des mouvements convectifs de grande échelle. Or, si un gradient d'éléments chimiques est présent dans l'enveloppe gazeuse, qu'il soit dû au fait que l'hélium ne se mélange pas dans l'hydrogène ou à la dissolution progressive d'un coeur riche en éléments lourds (eau, silicates, etc.), ce gradient peut générer une instabilité hydrodynamique, dite instabilité "double diffusive", qui peut considérablement ralentir la convection et réduire son efficacité. Ceci se produit par exemple sur Terre dans certaines parties des océans, où de l'eau chaude et salée se retrouve sous de l'eau froide et moins saline. L'augmentation de la densité de l'eau avec la salinité empêche la formation de mouvements verticaux de grande échelle qui devraient transporter et mélanger efficacement l'énergie et le sel. À la place, le fluide s'organise en petites couches convectives séparées par de fines interfaces diffusives où un saut en salinité et température se produit. À l'intérieur de Saturne, une telle convection en couche peut se produire, et ainsi ralentir significativement le refroidissement de la planète. Les chercheurs expliquent ainsi avec un modèle analytique soutenu par des calculs numériques pourquoi Saturne est plus chaude que prédit par les modèles standards faisant l'hypothèse de convection efficace à grande échelle au sein de la planète.
C'est une instabilité conduisant au développement d'une convection en couches au sein de Saturne qui permettrait d'expliquer son excès de luminosité, en présence ou non d'une séparation de phase hydrogène/hélium. Outre le refroidissement, ceci a des conséquences sur la détermination du profil de température interne ainsi que la quantité et la distribution des volatiles dans la planète. D'une façon générale, ces calculs permettent de mieux comprendre les mécanismes en jeu au sein des planètes géantes, solaires ou extrasolaires.
Référence : Layered convection as the origin of Saturn's luminosity anomaly, Jérémy Leconte & Gilles Chabrier, Nature Geoscience (2013)
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Hubble capture la comète ISON
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La comète ISON est potentiellement la « comète du siècle », car à l'époque où la comète fera son approche au plus près du Soleil, le 28 novembre, elle pourrait devenir brièvement plus brillante que la Pleine Lune. En ce moment la comète est loin de la visibilité à l'oeil nu et donc Hubble a été utilisé pour capturer une vue de la comète qui s'approche, dévalant actuellement vers le Soleil à la vitesse d'environ 74.500 kilomètres par heure. Lorsque l'image de Hubble a été prise le 10 Avril, la comète était légèrement plus près que l'orbite de Jupiter à une distance de 621 millions de km du Soleil.
Même à cette grande distance, le Soleil réchauffe suffisament la comète pour déclencher le dégazage de ses gaz congelés enfermés dans le noyau solide. Hubble a photographié un jet de particules de poussières sur le côté tourné vers le Soleil du noyau de la comète. Des mesures préliminaires à partir des images d'Hubble suggèrent que le noyau de ISON ne dépassent pas cinq à sept kilomètres de diamètre. La comète a été découverte en Septembre 2012 par le programme russe International Scientific Optical Network (ISON) à l'aide d'un télescope de 16 pouces (0.4-m).
Crédit : NASA, ESA, J.-Y. Li (Planetary Science Institute), and the Hubble Comet ISON Imaging Science Team
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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L'eau de la haute atmosphère de Jupiter provient de la comète Shoemaker-Levy 9
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La quasi-totalité de l'eau présente aujourd'hui dans la haute atmosphère de Jupiter provient de la comète Shoemaker-Levy 9, qui avait percuté la planète en juillet 1994. Cette découverte a été réalisée grâce au télescope Herschel de l'ESA par une équipe internationale d'astronomes menée par un chercheur du Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux (CNRS/Université Bordeaux 1). Elle est publiée dans la revue Astronomy and Astrophysics du 23 avril 2013.
Les traces laissées dans l'atmosphère de Jupiter après l'impact de la comète Shoemaker-Levy 9, en juillet 1994. (Crédits : NASA/ESA)
Trois ans plus tard, ISO, le télescope infrarouge de l'ESA, permet de détecter pour la première fois de la vapeur d'eau dans la haute atmosphère de Jupiter. De l'eau, on sait que les planètes géantes en possèdent : leur atmosphère profonde en est riche. Mais cette eau profonde condense au voisinage des couches nuageuses visibles et ne peut atteindre la haute atmosphère. Comme les comètes sont très riches en eau, Shoemaker-Levy 9 est alors suspectée d'être à l'origine de la vapeur d'eau observée. Mais d'autres causes paraissent possibles : les poussières interplanétaires, qui résultent de l'activité des comètes et des collisions entre les astéroïdes ? ou certains satellites de Jupiter, dont les surfaces couvertes de glace, bombardées par les particules interplanétaires, peuvent fournir une source d'eau pour l'atmosphère de la planète ?
Seize ans plus tard, le télescope spatial Herschel de l'ESA a permis de lever le mystère. Grâce à sa très grande sensibilité, la distribution de la vapeur d'eau dans la stratosphère de Jupiter est cartographiée pour la première fois en 3D par une équipe internationale menée par Thibault Cavalié, du Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux (OASU/CNRS/Université Bordeaux 1), et qui comprend également des chercheurs du LESIA (Observatoire de Paris/CNRS/Univ. Pierre-et-Marie-Curie/Univ.Paris-Diderot). Cette équipe découvre alors deux à trois fois plus d'eau dans l'hémisphère sud de Jupiter, où avait eu lieu l'impact de Shoemaker-Levy 9, que dans l'hémisphère nord. Mieux : le maximum de densité de colonne de l'eau est observé à 44°S, là même où avait eu lieu l'impact de la comète. Le doute sur l'origine de l'eau dans la haute atmosphère de Jupiter est ainsi définitivement levé. Les astronomes ont démontré précisément que ce sont 95% de l'eau observée dans la stratosphère de Jupiter qui été déposée par la comète SL9.
Référence : Spatial distribution of water in the stratosphere of Jupiter from Herschel HIFI and PACS observations, Cavalié et al., 2013, A&A, 553, A21 : http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/201220797
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Herschel et Hubble voient la Tête de Cheval dans une nouvelle lumière
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De nouvelles vues de la Nébuleuse de la Tête de Cheval et son environnement turbulent ont été dévoilées par l'Observatoire spatial Herschel de l'ESA et le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA.
Vue d'Herschel de la Nébuleuse de la Tête de Cheval. Crédit : ESA/Herschel/PACS, SPIRE/N. Schneider, Ph. André, V. Könyves (CEA Saclay, France) for the “Gould Belt survey” Key Programme
La nébuleuse de la Tête de Cheval se situe dans la constellation d'Orion, à environ 1300 années-lumière et est une cible populaire pour les astronomes aussi bien amateurs que professionnels. Elle se trouve juste au sud de l'étoile Alnitak, la plus à l'est de la célèbre ceinture de trois étoiles d'Orion et fait partie du vaste complexe nuage moléculaire d'Orion.
La nouvelle vue en infrarouge lointain de Herschel montre en spectaculaire détail la scène se déroulant autour de la Nébuleuse de la Tête de Cheval à la partie droite de l'image, où elle semble surfer comme un « cheval blanc » dans les vagues de turbulents nuages de formation d'étoiles.
Elle semble être dirigée vers un autre point d'arrêt favori pour les astrophotographes : NGC 2024, également connue sous le nom de la Nébuleuse de la Flamme. Cette région de formation stellaire semble obscurcie par des bandes sombres de poussière dans les images en lumière visible, mais flamboie en pleine gloire dans la vue d'Herschel en infrarouge lointain.
Le rayonnement intense s'écoulant des étoiles naissantes réchauffe la poussière et le gaz environnant, faisant briller les yeux sensibles à l'infrarouge d'Herschel.
La vue panoramique couvre également deux sites importants de formation d'étoiles massives au nord-est (côté gauche de cette image), connus comme NGC 2068 (ou M78) et NGC 2071. Ceux-ci prennent l'apparence d'ailes de papillon magnifiquement modelées, avec de longues queues de gaz plus froid et de poussières s'écoulant au loin.
Les deux sont des nébuleuses par réflexion, appelées ainsi parce qu'elles reflètent la lumière des étoiles proches, les révélant même à des longueurs d'onde visibles.
De vastes réseaux de gaz froid et de poussières se faufilent dans toute la scène sous forme de filaments rouges et jaunes, dont certains peuvent accueillir des étoiles légères nouvellement en formation.
La nouvelle vue de Hubble, prise dans les longueurs d'onde infrarouge avec son instrument Wide Field Camera 3 pour le 23e anniversaire du lancement de l'observatoire, zoome sur la Tête de Cheval pour révéler les détails les plus fins de sa structure.
Les étoiles à proximité illuminent les mèches rétro-éclairées le long de l'arête supérieure de la nébuleuse dans une lumière éthérée. La dure lumière éblouissante en ultraviolet de ces étoiles brillantes s'évapore lentement de la pouponnière stellaire poussiéreuse. Deux étoiles naissantes ont déjà été exposées de leurs cocons protecteurs et peuvent seulement être vues furtivement du bord supérieur.
Ces dernières vues sont également présentées dans une nouvelle animation, qui met la Tête de Cheval en contexte et la montre aux longueurs d'onde visibles et infrarouges. Les nouvelles vues de Herschel et Hubble sont complétées par des images d'autres télescopes terrestres.
L'image de Herschel a été obtenue dans le cadre d'une étude plus large de la région d'Orion B pour le Herschel Gould Belt Survey, un programme clé de temps garanti de la mission. L'image est un composite d'images individuelles faites aux longueurs d'onde de 70 microns (bleu), 160 microns (vert) et 250 microns (rouge).
Un papier décrivant ces résultats intitulé "What determines the density structure of molecular clouds? A case study of Orion B with Herschel, » par N. Schneider et al., est publié dans Astrophysical Journal Letters, 766, L17, Avril 2013.
L'image du télescope spatial Hubble montre la Nébuleuse de la Tête de Cheval aux longueurs d'onde de proche infrarouge de 1,1 micron (bleu/cyan) et 1,6 micron (rouge/orange). Elle a été photographiée par l'instrument Wide Field Camera 3pour marquer le 23e anniversaire de son lancement sur la navette spatiale en Avril 1990. L'instrument Wide Field Camera 3 a été installé sur le télescope spatial par les astronautes au cours de la mission d'entretien de 2009.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Kepler découvre ses plus petites planètes dans la zone habitable
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La mission Kepler de la NASA a découvert deux nouveaux systèmes planétaires qui incluent trois planètes de type super-Terre dans la "zone habitable", la gamme de distance à une étoile où la température de surface d'une planète en orbite pourrait convenir pour de l'eau liquide.
Le système de Kepler-62 a cinq planètes : 62b, 62c, 62d, 62e et 62f. Le système de Kepler-69 a deux planètes : 69b et 69c. Kepler-62e, 62f et 69c sont des planètes de la taille de super-Terre.
Kepler-62 et le Système solaire. Le graphique compare les planètes du Système solaire interne à Kepler-62, un système de 5 planètes à environ 1.200 années-lumière de la Terre dans la constellaition de la Lyre. Crédit : NASA/Ames/JPL-Caltech
Kepler-69 et le Système solaire. Le graphique compare les planètes du Système solaire interne à Kepler-69, un système à deux planètes à environ 2.700 années-lumière de la Terre dans la constellation du Cygne. Crédit: NASA/Ames/JPL-Caltech
Deux des planètes nouvellement découvertes orbitent autour d'une étoile plus petite et plus froide que le Soleil. Kepler-62f est seulement 40 pour cent plus grande que la Terre, ce qui en fait l'exoplanète la plus proche en taille de notre planète connue dans la zone habitable d'une autre étoile. Kepler-62f est susceptible d'avoir une composition rocheuse. Kepler-62e orbite sur le bord intérieur de la zone habitable et est environ 60 pour cent plus grande que la Terre.
La troisième planète, Kepler-69c, est 70 pour cent plus grande en taille que la Terre et orbite dans la zone habitable d'une étoile similaire à notre Soleil. Les astronomes doutent de la composition de Kepler-69c, mais son orbite de 242 jours autour d'une étoile semblable au Soleil ressemble à celle de notre planète voisine Vénus.
Les scientifiques ne savent pas si la vie pourrait exister sur les planètes nouvellement trouvées, mais leur découverte signale que nous avons franchi un pas de plus à la recherche d'un monde semblable à la Terre autour d'une étoile comme notre Soleil.
« La sonde Kepler s'est certainement avérée être une rock star de la science, » a déclaré John Grunsfeld, administrateur adjoint de la direction des missions scientifiques au siège de la NASA à Washington. « La découverte de ces planètes rocheuses dans la zone habitable nous amène un peu plus près à la recherche d'un lieu comme la maison. C'est seulement une question de temps avant que nous sachions si la galaxie abrite une multitude de planètes comme la Terre, ou si nous sommes une rareté. »
Le télescope spatial Kepler, qui simultanément et en continu mesure la luminosité de plus de 150.000 étoiles, est la première mission de la NASA capable de détecter des planètes de la taille de la Terre autour d'étoiles comme notre Soleil.
Orbitant autour de son étoile tous les 122 jours, Kepler-62e était la première de ces planètes de la zone habitable identifiée. Kepler-62f, avec une période orbitale de 267 jours, a été trouvée par Eric Agol, professeur d'astronomie à l'Université de Washington et co-auteur d'un papier sur les découvertes publié dans la revue Science.
La taille de Kepler-62f est maintenant mesurée, mais sa masse et sa composition ne le sont pas. Cependant, en se basant sur des études antérieures d'exoplanètes rocheuses similaires en taille, les scientifiques sont capables d'estimer sa masse par association.
« La détection et la confirmation des planètes est un énorme effort de collaboration de talent et de ressources et a besoin de compétences de toute la communauté scientifique pour produire ces formidables résultats », a déclaré William Borucki, responsable scientifique de Kepler au Ames Research Center de la NASA à Moffett Field, en Californie, et auteur principal de l'étude du système Kepler-62 dans Science. « Kepler permet une résurgence de découvertes en astronomie et nous faisons d'excellents progrès pour déterminer si des planètes comme la nôtre sont l'exception ou la norme. »
Les deux mondes de la zone habitable en orbite autour de Kepler-62 ont trois compagnons dans des orbites plus près de leur étoile, deux supérieurs à la taille de la Terre et l'autre d'environ la taille de Mars. Kepler-62b, Kepler-62C et Kepler-62d orbitent autour en 5, 12 et 18 jours, respectivement, ce qui les rend très chauds et inhospitaliers pour la vie telle que nous la connaissons.
Les cinq planètes du système Kepler-62 orbitent autour d'une étoile classée comme une naine K2, mesurant seulement les deux-tiers de la taille du Soleil et seulement un cinquième aussi brillant. À l'âge de 7 milliards d'années, l'étoile est un peu plus âgée que le Soleil. Elle est à environ 1.200 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Lyre.
Un compagnon à Kepler-69c, connu sous le nom de Kepler-69b, est de plus de deux fois la taille de la Terre et file autour de son étoile en 13 jours. L'étoile hôte des planètes de Kepler-69 appartient à la même classe que notre Soleil, appelée type G. Elle est de 93 pour cent de la taille du Soleil et de 80 pour cent aussi lumineuse et est située à environ 2.700 années-lumière de la Terre dans la constellation du Cygne.
« Nous connaissons seulement une étoile qui héberge une planète avec de la vie, le Soleil. Trouver une planète dans la zone habitable autour d'une étoile comme notre Soleil est une étape importante en vue de trouver des planètes vraiment semblable à la Terre, » a déclaré Thomas Barclay, scientifique de Kepler à la Bay Area Environmental Research Institute à Sonoma, en Californie, et principal auteur de la découverte du système Kepler-69 publiée dans l'Astrophysical Journal.
Quand un candidat planète transite, ou passe devant, l'étoile du point de vue de l'engin spatial, un pourcentage de la lumière de l'étoile est bloqué. L'atténuation qui en résulte dans l'éclat de la lumière stellaire révèle la taille de la planète en transit par rapport à son étoile. À l'aide de la méthode du transit, Kepler a détecté 2.740 candidats. À l'aide de diverses techniques d'analyse, de télescopes au sol et d'autres équipements de l'espace, 122 planètes ont été confirmées.
Au début de la mission, le télescope Kepler a trouvé principalement de grandes géantes gazeuses sur des orbites très proches de leurs étoiles. Connues comme des "Jupiters chaudes", celles-ci sont plus faciles à détecter en raison de leur taille et des très courtes périodes orbitales. La Terre mettrait trois ans pour d'accomplir les trois transits nécessaires pour être acceptée comme un candidat planète. Comme Kepler continue d'observer, des signaux de planètes de la zone habitable de la taille de la Terre qui sont en orbite autour d'étoiles comme le Soleil vont commencer à émerger.
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La fabrique d'étoiles dans l'Univers primordial défie
la théorie d'évolution des galaxies : L'observatoire spatial
Herschel a découvert une galaxie extrêmement lointaine fabricant
des étoiles plus de 2000 plus vite que notre Voie lactée. Vue
à un moment où l'Univers était âgé de moins
d'un million d'années, sa simple existence défie nos théories
d'évolution des galaxies.
ALMA détecte des galaxies primordiales à une vitesse record
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Une équipe d'astronomes a utilisé le nouveau télescope ALMA (Large Réseau (sub-)millimétrique de l'Atacama) pour localiser avec précision plus d'une centaine de galaxies caractérisées par un taux élevé de formation stellaire dans l'Univers jeune. ALMA est si puissant qu'en quelques heures à peine, il a capturé autant d'images de ces galaxies que l'ensemble des télescopes semblables répartis sur la surface du globe en plus de dix ans.
ALMA détecte des galaxies primordiales - Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Hodge et al., A. Weiss et al., NASA Spitzer Science Center
Dans l'Univers jeune, les sursauts les plus fertiles en naissance d'étoiles se sont produits au sein de galaxies distantes constituées d'une forte proportion de poussière cosmique. L'étude de ces galaxies constitue une étape clé dans notre compréhension de la formation et de l'évolution galactiques au cours de l'histoire de l'Univers, mais la poussière les obscurcit et les rend difficiles à identifier au moyen de télescopes opérant dans le domaine visible. Pour les repérer, les astronomes doivent utiliser des télescopes opérant à des longueurs d'ondes plus grandes, voisines du millimètre, tel ALMA.
"Les astronomes ont attendu des données semblables à celles-ci durant plus d'une décade. ALMA est si puissant qu'il a révolutionné la manière d'observer ces galaxies. Pourtant, le télescope était encore en phase d'achèvement à l'époque des observations", précise Jacqueline Hodge (Institut Max Planck pour l'Astronomie, Allemagne), auteur principal de l'article présentant les observations d'ALMA.
La meilleure carte de ces galaxies poussiéreuses et distantes dont nous disposions jusqu'à présent avait été dressée à l'aide de l'instrument APEX (Télescope Expérimental et Novateur de l'Atacama) piloté par l'ESO. Ce dernier avait exploré une portion du ciel de dimension équivalente à celle de la pleine Lune [1], et détecté 126 galaxies de ce type. Mais, sur les images fournies par APEX, chaque sursaut de formation d'étoiles apparaissait sous l'aspect d'une tâche relativement floue, dont l'extension pouvait masquer plus d'une galaxie si l'on se réfère aux images plus nettes réalisées dans d'autres domaines de longueur d'onde. Ne sachant pas exactement laquelle de ces galaxies donne naissance aux étoiles, l'étude de la formation stellaire dans l'Univers jeune effectuée par les astronomes se trouvait entravée.
La localisation précise des galaxies concernées requiert des observations plus fines, et des observations plus précises requièrent un télescope de plus grande dimension. APEX n'est équipé que d'une seule antenne de douze mètres de diamètre en forme de coupelle, tandis que des télescopes tels qu'ALMA utilisent plusieurs antennes semblables à celle d'APEX disposées sur une large surface. Les signaux en provenance de l'ensemble des antennes sont recombinés, de sorte que le signal résultant semble provenir d'un seul et unique télescope géant aussi étendu que l'ensemble du réseau d'antennes.
Pour observer les galaxies figurant sur la carte dressée par APEX, l'équipe a utilisé ALMA durant sa première phase d'observations scientifiques, alors que le télescope était encore en construction. En utilisant moins du quart du réseau total de 66 antennes, distantes de 125 mètres tout au plus, deux minutes seulement ont suffi à ALMA pour localiser chacune des galaxies dans une région 200 fois moins étendue que les tâches diffuses d'APEX, et avec une sensibilité trois fois meilleure. ALMA est doté d'une résolution tellement supérieure à celle des autres télescopes du même type qu'en l'espace de quelques heures seulement, il a doublé le nombre total d'observations effectuées auparavant.
Ces observations ont permis à l'équipe, non seulement d'identifier sans la moindre ambiguïté les galaxies abritant des régions d'intense formation d'étoiles, mais également, dans la moitié des cas, de détecter la présence de plusieurs galaxies riches en formation d'étoiles en lieu et place de chaque tâche diffuse renvoyée par les observations antérieures. La résolution élevée d'ALMA leur a permis de distinguer les galaxies les unes des autres.
"Auparavant, nous pensions que les plus brillantes de ces galaxies affichaient un taux de formation stellaire mille fois plus élevé que celui caractérisant notre propre galaxie, la Voie Lactée, ce qui les exposait au risque d'exploser. Les images d'ALMA ont révélé l'existence de nombreuses galaxies de dimensions plus faibles, au sein desquelles les étoiles se forment à des taux plus raisonnables" nous explique Alexander Karim (Université de Durham, Royaume-Uni), membre de l'équipe et auteur principal d'un article annexe sur ce travail.
Les résultats constituent le premier catalogue statistiquement fiable de galaxies poussiéreuses et formant des étoiles dans l'Univers jeune, et offrent de solides bases à toutes investigations futures sur les propriétés de ces galaxies à différentes longueurs d'onde, dénuées de tout risque de mauvaise interprétation résultant de l'impossibilité de discerner les galaxies entre elles.
En dépit de la netteté des observations d'ALMA et de sa sensibilité inégalée, les télescopes tels qu'APEX ont encore un rôle à jouer. "APEX peut couvrir une large zone du ciel plus rapidement qu'ALMA, et à ce titre, il constitue un outil idéal pour découvrir ce type de galaxies. Dès que nous savons où regarder, nous pouvons utiliser ALMA pour les localiser précisément" conclut Ian Smail (Université de Durham, Royaume-Uni), co-auteur du nouvel article.
Notes [1] Les observations ont été effectuées dans une région du ciel située au sud de la constellation de Fornax (Le Fourneau) baptisée le Sud du Champ Profond de Chandra. Cette région a déjà fait l'objet d'observations au moyen de nombreux télescopes au sol et dans l'espace. Les nouvelles observations d'ALMA étendent les observations profondes et haute résolution de cette région à la partie (sub-)millimétrique du spectre et viennent compléter les observations antérieures.
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) 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.
APEX (Atacama Pathfinder Experiment) est une collaboration entre le Max Planck Institut für Radioastronomie (MPIfR) pour 50%, l'Onsala Space Observatory (OSO) pour 23% et l'Observatoire Européen Austral pour 27%.
Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé "An ALMA Survey of Submillimeter Galaxies in the Extended Chandra Deep Field South: Source Catalog and Multiplicity" par J. Hodge et al., à paraître dans l'Astrophysical Journal.
L'article annexe, "An ALMA survey of submillimetre galaxies in the Extended Chandra Deep Field South: High resolution 870 µm source counts" par A. Karim et al., porte sur la multiplicité des sources et paraîtra dans la revue publiée par l'Université d'Oxford, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
L'équipe est composée de J.A. Hodge (Institut Max Planck pour l'Astronomie MPIA, Heidelberg, Allemagne), A. Karim (Institut de Cosmologie Numérique, Université de Durham, Royaume-Uni), I. Smail (Durham), A. M. Swinbank (Durham), F. Walter (MPIA), A. D. Biggs (ESO), R. J. Ivison (UKATC et Institut d'Astronomie, Université d'Edinbourg, Edinbourg, Royaume-Uni), A. Weiss (Institut Max Planck pour l'Astronomie, Bonn, Allemagne), D. M. Alexander (Durham), F. Bertoldi (Institut d'Astronomie d'Argelander, Université de Bonn, Allemagne), W. N. Brandt (Institut de la Gravitation et du Cosmos & Département d'Astronomie & Astrophysique, Université d'Etat de Pennsylvanie, Université Park, Etats-Unis), S. C. Chapman (Institut d'Astronomie, Université de Cambridge, Royaume-Uni; Département de Physique et de Science Atmosphérique, Université de Dalhousie, Halifax, Royaume-Uni), K. E. K. Coppin (Université McGill, Montréal, Canada), P. Cox (IRAM, Saint–Martin d'Hyères, France), A. L. R. Danielson (Durham), H. Dannerbauer (Université de Vienne, Autriche), C. De Breuck (ESO), R. Decarli (MPIA), A. C. Edge (Durham), T. R. Greve (Université College de Londres, Royaume-Uni), K. K. Knudsen (Département des Sciences de la Terre et de l'Espace, Université de Technologie Chalmers, Observatoire de l'Espace Onsala, Onsala, Suède), K. M. Menten (Institut Max Planck de Radioastronomie, Bonn, Allemagne), H.–W. Rix (MPIA), E. Schinnerer (MPIA), J. M. Simpson (Durham), J. L. Wardlow (Département de Physique & Astronomie, Université de Californie, Irvine, Etats-Unis) et P. van der Werf (Observatoire de Leiden, Pays-Bas).
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
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Comètes C/2013 G3 (PANSTARRS), P/2013 G4 (PANSTARRS), C/2013 G5 (Catalina), C/2013 G6 (Lemmon), C/2013 G7 (McNaught)
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C/2013 G3 (PANSTARRS) Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe de PANSTARRS sur les images CCD obtenues le 10 Avril 2013 avec le télescope Pan-STARRS1 de 1,8-m de Haleakala. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de T. H. Bressi et J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II), N. Howes et E. Guido (via Siding Spring-Faulkes Telescope South), M. Micheli, D. J. Tholen, R. J. Wainscoat et P. Forshay (Mauna Kea), J. G. Ries (McDonald Observatory), F. Losse (St Pardon de Conques), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), et P. Ruiz (ESA Optical Ground Station, Tenerife).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 G3 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 09 Janvier 2015 à une distance d'environ 4,3 UA du Soleil, et une période d'environ 33,2 ans.
La British Astronomical Association Comet Section précise que l'orbite actuelle du MPC est basée sur seulement quatre jours d'observation et semble excessivement précise pour cette quantité limité de données. A l'opposé, l'orbite indiquée le 16 Avril par le JPL est hyperbolique. Ceci indique qu'il ne faut pas donner trop de crédit à ces orbites préliminaires, n'étant qu'une aide pour prévoir la position de l'objet au cours des prochains jours, mais pas beaucoup plus.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 15 Novembre 2014 à une distance d'environ 3,8 UA du Soleil.
P/2013 G4 (PANSTARRS) Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe de PANSTARRS sur les images CCD obtenues le 12 Avril 2013 avec le télescope Pan-STARRS1 de 1,8-m de Haleakala. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de R. Holmes et T. Linder (via Cerro Tololo), T. Lister (via Cerro Tololo-LCOGT A), M. Micheli (Mauna Kea), P. Ruiz (ESA Optical Ground Station, Tenerife), et H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2013 G4 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 04 Mars 2013 à une distance d'environ 2,7 UA du Soleil, et une période d'environ 9,1 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 10 Février 2013 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil, et une période d'environ 9,3 ans.
C/2013 G5 (Catalina) Une nouvelle comète a été découverte par R. A. Kowalski sur les images CCD obtenues le 13 Avril 2013 dans le cadre du Catalina Sky Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de F. Hormuth (Calar Alto), F. Losse (St Pardon de Conques), E. Cozzi (New Millennium Observatory, Mozzate), P. Lindner (Hoyerswerda), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), R. Haver et R. Gorelli (Frasso Sabino), G. Dangl (Nonndorf), M. Brusa et L. Sempio (Montevenere Observatory, Monzuno), P. Ruiz (ESA Optical Ground Station, Tenerife), J. Pittichova (Table Mountain Observatory, Wrightwood), J. A. Johnson et R. E. Hill (Mt. Lemmon Survey), A. Knoefel (Volkssternwarte Drebach, Schoenbrunn), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), S. Urakawa et K. Nishiyama (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS), P. Bacci, L. Tesi et G. Fagioli (San Marcello Pistoiese), et J. G. Ries (McDonald Observatory).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 G5 (Catalina) indiquent un passage au périhélie le 01 Septembre 2013 à une distance d'environ 0,9 UA du Soleil. D'après les données du JPL, la comète peut s'approcher de la Terre à une distance de 0,08 UA, aussi un essaim météoritique issu de cette comète est une possibilité.
C/2013 G6 (Lemmon) Une nouvelle comète a été découverte par J. A. Johnson sur les images CCD obtenues le 13 Avril 2013 dans le cadre du Mt. Lemmon Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), A. Hidas (Arcadia), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), R. Haver et R. Gorelli (Frasso Sabino), P. Ruiz (ESA Optical Ground Station, Tenerife), J. Pittichova (Table Mountain Observatory, Wrightwood), R. Holmes et T. Linder (Cerro Tololo), J. G. Ries (McDonald Observatory), B. Mikuz (Crni Vrh), A. Chapman, N. D. Diaz (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), et H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 G6 (Lemmon) indiquent un passage au périhélie le 25 Juillet 2013 à une distance d'environ 2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 25 Juillet 2013 à une distance d'environ 2,0 UA du Soleil.
C/2013 G7 (McNaught) Rob H. McNaught a découvert une nouvelle comète sur les images CCD obtenues le 13 Avril 2013 dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de R. Haver et R. Gorelli (Frasso Sabino), P. Dupouy, J. B. de Vanssay et G. Soulie (Observatoire de Dax), F. Losse (St Pardon de Conques), P. Ruiz (ESA Optical Ground Station, Tenerife), M. Langbroek (Mount Lemmon SkyCenter), R. Holmes et T. Linder (via Cerro Tololo), A. Chapman et N. D. Diaz (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), J. G. Ries (McDonald Observatory), A. Hidas (Arcadia), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), B. Mikuz (Crni Vrh), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), E. Simpson, N. Howes, E. Guido (via Haleakala-Faulkes Telescope North), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Mayhill).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 G7 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 20 Avril 2014 à une distance d'environ 4,3 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 18 Mars 2014 à une distance d'environ 4,6 UA du Soleil.
Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaught compte désormais 79 comètes à son actif (67 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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L'enfance tumultueuse des amas globulaires
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On pensait les amas globulaires constitués d'une seule génération d'étoiles présentant une composition chimique homogène. Mais des observations récentes, réalisées au moyen du Very Large Telescope de l'ESO et du Hubble Space Telescope, ont révélé, au sein de ces joyaux célestes, la présence de multiples générations stellaires présentant des compositions chimiques très variées, en particulier des anomalies très fortes en sodium et en oxygène. Cette découverte a bousculé l'un des plus vieux paradigmes de l'astrophysique et posé une véritable énigme qu'un groupe international de chercheurs issus de l'Université de Genève (UNIGE), du CNRS et du Max-Planck-Institut propose de résoudre par la reconsidération des tous premiers temps de vie des amas globulaires. Leur étude paraît aujourd'hui, dans la prochaine édition de la revue Astronomy & Astrophysics.
Les amas globulaires, véritables joyaux célestes typiquement constitués de centaines de milliers d'étoiles, comptent parmi les objets les plus vieux de l'Univers et se sont probablement formés en même temps que leurs galaxies hôtes. On les observe dans tout type de galaxie: la nôtre, la Voie Lactée, en héberge près de deux cents, la Galaxie d'Andromède environ 500, tandis que 15.000 amas globulaires ont été recensés dans la galaxie elliptique géante M87, dans l'amas Virgo.
Afin d'expliquer la formation des multiples générations d'étoiles récemment mises en évidence au sein de ces objets, les astrophysiciens ont développé un scénario totalement original, qui prend en compte l'influence qu'une première génération d'étoiles massives a pu avoir sur son environnement juste après la formation des amas globulaires. Nées dans les régions les plus centrales de l'amas, ces étoiles massives aujourd'hui disparues, auraient tourné, selon les chercheurs, à des vitesses proches de la vitesse de rupture ; elles auraient ainsi perdu des quantités importantes du résultat de la combustion d'hydrogène se produisant en leur coeur. La matière en question -riche en sodium, pauvre en oxygène-, éjectée de la sorte se serait alors mélangée avec du gaz interstellaire dans un disque autour de l'étoile, pour donner naissance à des étoiles de générations successives présentant des compositions chimiques et des masses qui sont celles que l'on observe aujourd'hui. La conception d'un tel nouveau processus de formation d'étoiles dans des environnements très denses permettra sans doute de faire le lien avec la formation des planètes dans les disques circumstellaires.
Ce modèle implique que la masse initiale des amas globulaires fût 20 à 30 fois plus élevée auparavant qu'aujourd'hui, soit, pour les amas les plus massifs comme NGC 2808, quelques millions de masses solaires. L'équipe envisage encore que la grande majorité des étoiles de faible masse de première génération d'un amas ont été éjectées dans le halo galactique environ 40 millions d'années après leur formation. Des phénomènes dynamiques liés à l'expulsion du gaz interstellaire sous l'effet des trous noirs et étoiles à neutrons, résidus des mêmes étoiles massives de première génération, expliqueraient cela. Dans pareil cas de figure, l'attraction gravitationnelle de l'amas aurait été considérablement réduite et aurait favorisé l'échappement d'une partie de ses étoiles, des étoiles perdues, qui constitueraient une grande fraction du halo Galactique et pourront sans doute être repérées lors de la mission spatiale Gaia de l'ESA lancée fin 2013 pour cartographier la Voie Lactée [1].
Les astronomes prévoient maintenant de confirmer certaines hypothèses clés de leur scénario valant pour l'évolution chimique ainsi que pour la dynamique des amas stellaires massifs. Ils recourront pour ce faire à des simulations numériques hydrodynamiques multidimensionnelles et s'attacheront à modéliser les interactions entre les éjecta des étoiles massives et la matière interstellaire dans des environnements extrêmes, ceci afin de comprendre la formation stellaire induite, l'une des questions les plus brûlantes de l'astrophysique moderne. Leurs travaux devraient permettre également de ré-envisager l'âge des amas globulaires, une contrainte indépendante de l'âge de l'Univers.
Notes : [1] En savoir plus sur la mission GAIA : http://wwwhip.obspm.fr/AS/
Pour en savoir plus : Le communiqué de presse de l'Université de Genève
Référence : Superbubble dynamics in globular cluster infancy I. How do globular clusters first lose their cold gas?, Martin Krause et al., Astronomy & Astrophysics, 04/2013
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Comètes C/2013 G1 (Kowalski), C/2013 G2 (McNaught)
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C/2013 G1 (Kowalski) Une nouvelle comète a été découverte par Richard A. Kowalski sur les images CCD obtenues le 04 Avril 2013 avec le télescope de 1-5m du Mt. Lemmon. La nature cométaire de l'objet a été confirmée, après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, grâce aux observations effectuées par A. Hidas (Arcadia), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Siding Spring), R. S. McMillan (Steward Observatory, Kitt Peak), R. Ligustri (via iTelescope Observatory, Mayhill), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Mayhill), et E. Guido et N. Howes (via Haleakala-Faulkes Telescope North).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 G1 (Kowalski) indiquent un passage au périhélie le 19 Janvier 2014 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 10 Décembre 2013 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil, et une période d'environ 18,0 ans.
C/2013 G2 (McNaught) Rob McNaught a découvert une nouvelle comète sur les images CCD obtenues le 08 Avril 2013 avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations effectuées par A. Chapman et N. D. Diaz (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), E. J. Christensen, S. M. Larson et T. Lister (Cerro Tololo-LCOGT A), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Siding Spring), T. Lister (via Siding Spring-Faulkes Telescope South), K. Hills (via RAS Observatory, Moorook), R. Ligustri (via iTelescope Observatory, Siding Spring).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 G2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 01 Décembre 2012 à une distance d'environ 2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 06 Décembre 2012 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil.
Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaught compte désormais 78 comètes à son actif (66 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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La comète fait un survol rapproché de la planète
rouge en Octobre 2014 : De nouvelles observations de la comète C/2013
A1 (Siding Spring) ont permis au Near-Earth Object Office de la NASA au JPL
(Jet Propulsion Laboratory) à Pasadena, Californie, de fignoler l'orbite
de la comète. Basée sur les données jusqu'au 07 Avril 2013,
la dernière courbe orbitale place l'approche de la comète au plus
près de Mars légèrement plus près que l'estimation
précédente, à environ 110.000 kilomètres. En même
temps, le nouveau jeux de données réduit maintenant sensiblement
la probabilité que la comète percutera la planète rouge,
passant d'environ 1 sur 8.000 à environ 1 sur 120.0000. Le dernier temps
estimé pour l'approche au plus près de Mars est à environ
18h51 UTC le 19 Octobre 2014. Au moment de l'approche au plus près, la
comète sera sur le côté jour de la planète. D'autres
observations de la comète sont attendues pour améliorer encore
plus l'orbite. Les données d'approche les plus récentes peuvent
être trouvées à l'adresse : http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2013%20A1;orb=0;cov=0;log=0;cad=1;rad=0#cad
Galaxies déformées : publication d'un nouveau relevé géant du ciel
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Des chercheurs français, notamment du laboratoire d'Astrophysique AIM (CEA, Université Paris Diderot, CNRS), publient un nouveau relevé géant du ciel montrant avec précision la déformation de galaxies lointaines dans notre Univers. Obtenu à partir des observations du télescope Canada-France-Hawaii (CFHT), ce relevé, baptisé CFHTLenS [1], a nécessité 5 ans de travail et a permis d'observer un ensemble de plus de 4 millions de galaxies lointaines. Les mesures ont été réalisées sur le plus grand volume d'Univers jamais sondé. Avec ces travaux, les chercheurs ont pu mesurer l'impact de la matière noire sur la structuration et la géométrie de l'Univers. A terme, et grâce aux futures données de la mission spatiale Euclid, il sera possible d'établir une cartographie extrêmement précise de l'ensemble du ciel extra-galactique jusqu'à une profondeur de 10 milliards d'années, rassemblant ainsi les images de milliards de galaxies. Ces résultats font l'objet d'une publication le 11 avril dans l'édition papier de la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Selon les derniers résultats obtenus par le satellite Planck (ESA), seulement 4,8% de l'Univers seraient composés de matière ordinaire représentée par des planètes, des étoiles et du gaz. 25,8% seraient constitués de matière non-visible. Cette matière, appelée « matière noire », forme la toile cosmique sur laquelle les galaxies sont dispersées, ces dernières formant comme des gouttes d'eau sur une toile d'araignée. Le reste de l'Univers (un peu plus de deux tiers) serait composé d'un élément mystérieux, l'énergie noire, présente partout de manière diffuse, et responsable de l'expansion accélérée de l'Univers.
Suivant la théorie de la relativité générale, la lumière est déviée par la gravitation, créant ainsi des effets d'optique spectaculaires qui amplifient et déforment les images comme le font les lentilles de verre. La lumière des galaxies lointaines, difficile à détecter, est déviée par la matière noire pendant son trajet vers nous à travers l'Univers. La matière noire laisse, dans la signature lumineuse des galaxies, son empreinte qui est représentée par la gravité qu'elle exerce. Cette empreinte se traduit par des effets de distorsions gravitationnelles. Afin de « voir » la matière et l'énergie noires, les chercheurs mesurent ces effets de distorsions gravitationnelles ; c'est la technique dite de « lentille gravitationnelle ». En 2008, cette technique a permis à une équipe internationale d'astronomes de mettre en évidence des structures de matière noire [2].
Des amas de galaxies déforment le trajet de la lumière, créant une forte amplification et une focalisation des images de galaxies lointaines. Cet effet de "lentille gravitationnelle" existe aussi lorsque la matière est répartie de façon plus diffuse mais elle se manifeste alors par de très faibles déformations des images de galaxies. Cartographier ces faibles déformations par la toile cosmique est une manière indirecte de mesurer les effets de la matière et de l'énergie noires. © NASA, ESA, L. Calsada
Utilisant à nouveau cette technique dite de « lentille gravitationnelle », la même équipe de recherche, associée à celle du projet CFHTLenS et impliquant des chercheurs du laboratoire d'Astrophysique AIM (CEA, Université Paris Diderot, CNRS), a aujourd'hui réussi à établir un nouveau relevé géant des faibles déformations de plus de 4 millions de galaxies lointaines. Ces mesures ont été réalisées sur le plus grand volume de l'Univers jamais sondé [3]. Les observations qui ont permis une telle avancée proviennent notamment de la caméra géante MegaCam, appareil numérique de pointe de 375 millions de pixels équipant le télescope Canada-France-Hawaii (CFHT). Ces résultats ont nécessité 5 ans de travail et 500 nuits d'observation. Et c'est en traitant l'ensemble des données obtenues et des observations que les chercheurs ont pu mesurer l'impact de la matière noire sur la structuration de la toile cosmique et de la géométrie de l'Univers. Suivant leurs analyses, notre cosmos possèderait une géométrie plate et non courbée. Ce résultat confirme et complète celui obtenu par le satellite Planck lors de son analyse du rayonnement diffus à grande distance. Alors que Planck observe les plus grandes structures à très grandes distances, la technique de « lentille gravitationnelle » accède aux plus petites structures où l'effet de la gravité est le plus fort.
Malgré sa taille, le grand relevé CFHTLenS représente encore moins de 1% du ciel. Ces résultats pourront bientôt être complétés par les données recueillies dans le cadre de la mission spatiale Euclid qui s'affranchira des effets perturbateurs de l'atmosphère terrestre limitant les sondages des télescopes au sol. Très attendu des astrophysiciens, ce projet, qui a été retenu en juin 2012 parmi plus de 52 propositions comme deuxième mission du programme Vision Cosmique de l'ESA, va ainsi être lancé dès 2020. L'objectif de cette mission sera de couvrir l'ensemble du ciel extra-galactique et de mesurer les déformations des galaxies dans la toile cosmique afin d'aboutir à une cartographie extrêmement précise de l'ensemble du ciel extra-galactique.
Notes [1] Plus d'informations sur CFHTLens [2] Cf. le communiqué de presse du CNRS : http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1288.htm [3] Mesures effectuées dans une tranche d'univers jusqu'à 8,8 milliards d'années dans le passé.
Référence : CFHTLenS: Combined probe cosmological model comparison using 2D weak gravitational lensing, Martin Kilbinger et al., Monthly Notices RAS, 04/2013, http://arxiv.org/abs/1212.3338
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Cratères jumeaux explosifs sur Mars
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De spectaculaires explosions souterraines, impliquant peut-être la glace, sont responsables des puits à l'intérieur de ces deux grands cratères d'impact martiens, imagés par Mars Express de l'ESA le 04 Janvier.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Les cratères «jumeaux» sont dans la région de Thaumasia Planum, un grand plateau qui se trouve immédiatement au sud de Valles Marineris, le plus grand canyon du Système solaire.
Le grand cratère au nord (à droite) dans cette scène a officiellement reçu le nom de Arima au début de 2012, mais la cratère plus au sud (à gauche) reste anonyme. Les deux sont d'un peu plus de 50 km de large et affichent des caractéristiques intérieures complexes.
Plusieurs terrasses s'effondrent des parois du cratère sur un plancher plat, mais peut-être la caractéristique la plus frappante est le puit central, une caractéristique qu'elle partage avec le cratère Arima au nord.
Les puits centraux de cratères sont communs sur Mars, ainsi que sur les lunes glacées en orbite autour des planètes géantes de notre Système solaire. Mais comment se sont-ils formés ?
Quand un astéroïde frappe la surface d'une planète rocheuse, à la fois lui et la surface sont compressés à haute densité. Immédiatement après l'impact, les zones compressées dépressurisent rapidement, explosant violemment.
Dans les impacts de faible énergie, il en résulte un cratère simple en forme de bol. Dans les événements plus spectaculaires, les plus grands cratères sont produits avec des fonctionnalités plus complexes, telles que des levés de pics centraux ou de fosses creuses.
Une idée pour la formation de puit central est que lorsque la roche ou la glace fondue lors de l'impact s'écoule à travers les fractures sous le cratère, elle laisse un trou.
Une autre théorie est que la glace sous la surface est chauffée rapidement, se vaporisant dans une explosion. En conséquence, la surface rocheuse est creusée formant une fosse explosive entourée de débris rocheux. La fosse se trouve au centre du cratère principal, où la plupart de l'énergie d'impact a été déposée.
De nombreux petits cratères d'impact voisins montrent également des signes d'eau souterraine ou de glace au moment de l'impact, comme en témoignent leurs couvertures «rempart» d'éjectas.
Les couvertures d'éjectas sont des dépôts de débris autour du cratère, exhumés de l'intérieur du cratère lors de sa formation. Ils ont des lobes en forme de pétales autour de leurs bords : ils résultent de l'eau liquide liée à la matière éjectée, ce qui lui permet de couler le long de la surface et lui donne un aspect fluide.
Les cratères d'impact comme ceux-ci peuvent par conséquent fournir des fenêtres dans le passé de la surface de la planète. Dans ce cas, ils fournissent la preuve que la région de Thaumasia Planum a autrefois accueilli de l'eau sous la surface en abondance ou de la glace qui a été libérée lors d'événements d'impact aussi bien petits que grands.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Une bulle verte fantomatique
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Le VLT de l'ESO “capture” une nébuleuse planétaire
Cette nouvelle et étonnante image acquise par le Très Grand Télescope (le VLT) de l'ESO montre la nébuleuse planétaire verte et éclatante IC 1295 entourant une étoile de faible luminosité, en fin de vie, située à quelques 3300 années-lumière dans la constellation de l'Écu de Sobieski. Il s'agit là de l'image la plus détaillée de cet objet prise à ce jour.
Le VLT de l'ESO photographie la nébuleuse planétaire IC1295 - Crédit : ESO
Les étoiles semblables au Soleil en termes de taille achèvent leur existence sous la forme de naines blanches de petite taille et de faible luminosité. Mais lors de la phase évolutive les conduisant à ce stade final, leurs atmosphères sont expulsées dans l'espace. Pendant quelques dizaines de milliers d'années, elles sont entourées de spectaculaires nuages de gaz ionisés colorés et flamboyants connus sous l'appellation de nébuleuses planétaires.
Cette nouvelle image acquise par le VLT montre la nébuleuse planétaire IC 1295 dans la constellation de l'Écu de Sobieski. Elle présente la particularité d'être entourée de multiples enveloppes, ce qui lui confère l'aspect d'un micro-organisme observé au moyen d'un microscope, les différentes enveloppes correspondant aux membranes d'une cellule.
Ces bulles sont constituées d'un gaz qui, jadis, composait l'atmosphère stellaire. Ce gaz a été expulsé par des réactions de fusion instables au cœur de l'étoile qui ont généré d'intenses jets d'énergie, tels d'énormes sursauts thermonucléaires. Le gaz baigne à présent dans une intense radiation ultraviolette produite par l'étoile en fin de vie, faisant briller le gaz. Les différents éléments chimiques brillent de différentes couleurs et la nuance verte fantomatique proéminente dans IC 1295 provient de l'oxygène ionisé.
Au centre de l'image, vous pouvez apercevoir les restes consumés du noyau de l'étoile sous l'aspect d'un point brillant de couleur bleue-blanche au cœur de la nébuleuse. L'étoile centrale deviendra une très faible naine blanche se refroidissant sur plusieurs milliards d'années.
Les étoiles de masse semblable à celle du Soleil et de masse inférieure à huit fois celle du Soleil constitueront, en fin de vie, des nébuleuses planétaires. Le Soleil est âgé de 4,6 milliards d'années et existera vraisemblablement encore quatre milliards d'années sous cette forme.
En dépit de leur appellation, les nébuleuses planétaires n'ont rien à voir avec les planètes. Ce terme descriptif a été utilisé lors de leur découverte, en raison de la ressemblance que présentaient ces objets inhabituels avec les planètes extérieures Uranus et Neptune lorsqu'ils étaient observés au moyen des tous premiers télescopes, et cette appellation s'est révélée suffisamment fascinante pour perdurer, aujourd'hui encore [1]. Des observations spectroscopiques effectuées au XIXe siècle ont montré que ces objets sont en réalité constitués de gaz étincelant.
Cette image a été acquise par le Très Grand Télescope de l'ESO installé au sommet du Cerro Paranal dans le Désert de l'Atacama au nord du Chili, au moyen de l'instrument FORS (spectrographe de réduction focale). Elle résulte de la combinaison d'images prises au travers de trois filtres différents laissant passer la lumière bleue (colorée en bleue), la lumière visible (colorée en vert) et la lumière rouge (colorée en rouge).
Notes [1] Même les premiers observateurs tels William Herschel, qui ont découvert de nombreuses nébuleuses planétaires et spéculé tant sur leur origine que sur leur composition, savaient qu'il ne s'agissait pas de planètes orbitant autour d'un Soleil central puisqu'elles n'étaient pas en mouvement par rapport aux étoiles environnantes.
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
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Première image d'une étoile en fin de vie comprenant un système planétaire et un disque de débris
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Une équipe d'astronomes, conduite par une jeune chercheuse de l'IPAG [1], a utilisé l'observatoire spatial Herschel de l'ESA [2] pour réaliser les premières images d'une ceinture de débris – issus de collisions de comètes ou d'astéroïdes – en orbite autour d'une étoile sous-géante [3] connue pour héberger un système planétaire. Grâce aux capacités de détection dans l'infrarouge lointain de Herschel, les astronomes ont pu repérer un excès d'émission indiquant la présence d'un disque de débris de poussières à environ 100 années-lumières de Borealis Kappa Coronae (k CrB). Cette détection fournit un témoignage rare de la dynamique des systèmes planétaires orbitant autour d'étoiles sous-géantes et permet une étude détaillée de l'architecture du système planétaire et circumstellaire de k CrB. Ce résultat fait l'objet d'une publication aujourd'hui dans les Monthly Notices de la Royal Astronomical Society.
Dans le premier modèle, une ceinture continue
de poussières s'étendrait de 20 à 220 UA [7].
Pour comparaison, le disque de débris de glace - la ceinture
de Kuiper - dans notre Système Solaire s'étend entre
30 et 50 UA [8]. Dans ce modèle, le compagnon le plus éloigné
de l'étoile orbiterait à une distance de plus de 7
UA de celle-ci et pourrait sculpter le bord interne du disque par
effet gravitationnel.
Note(s) : [1] Institut d'Astrophysique et de Planétologie de Grenoble (IPAG : CNRS/Université Joseph Fourier, Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble)
[2] Les observations ont été effectuées en utilisant l'instrument PACS du satellite Herschel, un spectromètre et une caméra à réseau de photodétecteurs, à 100 et 160µm. Herschel est un observatoire spatial de l'Agence Spatiale Européenne (ESA), avec une grande sensibilité dans l'infrarouge lointain, comprenant des instruments scientifiques élaborés par un consortium européen, avec la participation de la NASA.
[3] Etoile retraitée : Quand des étoiles comme le Soleil finissent de consommer leur carburant -l'hydrogène- dans leur cœur (par fusion), après des millions voire des milliards d'années, cela provoque le gonflement de l'étoile qui devient une « sous-géante » puis plus tard, une géante rouge). Pour les étoiles retraitées accueillant des planètes ainsi que des ceintures de comètes et d'astéroïdes, on s'attend à ce que ces habitants planétaires ne se trouvent pas affectés pendant la phase de sous-géante, mais les observations sont nécessaires pour mesurer leurs propriétés. Une approche consiste à rechercher des disques de poussières autour des étoiles, générées par les collisions entre les populations d'astéroïdes ou de comètes.
[4] La ceinture principale d'astéroïdes du système solaire, composée essentiellement de petits corps rocheux, occupe une orbite située entre Mars et Jupiter, à une distance comprise entre 2 et 3,3 UA du Soleil.
[5] Télescopes Keck : les deux télescopes optiques et proche-infrarouges de l'observatoire W.M. Keck sont situés sur le mont Mauna Kea de l'île d'Hawaï, à une altitude de 4 145 mètres. Ces télescopes de 10 mètres de diamètre peuvent fonctionner de manière couplée grâce à l'interférométrie, ce qui leur confère une résolution angulaire équivalente à celle d'un miroir de 85 m.
[6] Grand bombardement tardif : (Late Heavy Bombardment : LHB en anglais) est une période de l'histoire du Système solaire s'étendant approximativement de 4,1 à 3,9 milliards d'années, durant laquelle se serait produite une notable augmentation des impacts météoriques ou cométaires sur les planètes telluriques.
[7] 1 UA ou unité astronomique est la distance entre la Terre et le Soleil, soit environ 150 000 000 de kilomètres.
[8] La Ceinture de Kuiper est une région du Système Solaire qui s'étend au-delà de l'orbite de Neptune, de 30 à 50 UA, et qui contient des milliards de corps de glace. Elle a été découverte en 1992 et depuis, environ 1 000 objets ont été catalogués. Certains d'entre eux sont très gros, le plus gros ayant un diamètre dépassant 1 000 km.
Pour en savoir plus : L'actualité sur le site de l'ESA
Référence : Spatially
Resolved Images of Dust Belt(s) Around the Planet-hosting Subgiant
k CrB, par A. Bonsor et al., publié
dans Monthly Notices de la Royal Astronomical Society, le 9 avril
2013.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Découverte d'une étoile à la retraite
avec des planètes et un disque de débris : L'observatoire
spatial Herschel de l'ESA a fourni les premières images d'une ceinture
de poussières - produite par collision de comètes ou d'astéroïdes
- orbitant autour d'une étoile subgéante connue pour abriter un
système planétaire.
Un Trou Noir se réveille pour engloutir un objet céleste
: Les astronomes viennent d'observer qu'après avoir sommeillé
pendant plusieurs décennies, un trou noir s'est réveillé
pour capturer un objet cosmique de faible masse, une naine brune ou une planète
géante, qui s'est approchée trop près de lui. Un événement
similaire d'absorption, même s'il ne s'agira que d'un nuage de gaz, se
produira prochainement dans le trou noir situé au centre de notre galaxie,
la Voie lactée.
Pris sous «l'Aile» du Petit Nuage de Magellan
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Le télescope de rayons X Chandra de la NASA a fait la première détection de l'émission de rayons X provenant de jeunes étoiles de type solaire qui se trouvent en dehors de notre galaxie, la Voie Lactée. Elles vivent dans une région connue sous le nom de "Aile" (Wing) du Petit Nuage de Magellan, une galaxie satellite de notre Voie Lactée. Les rayons X de jeunes étoiles tracent l'activité de leur champs magnétiques. L'activité magnétique fournit des indices sur la vitesse de rotation d'une étoile et l'augmentation et la baisse du gaz chaud dans l'intérieur de l'étoile. Les astronomes suggèrent que si les propriétés des rayons X de jeunes étoiles sont similaires dans différents environnements autour de notre galaxie, alors d'autres propriétés connexes, telles que la formation des planètes, sont également susceptibles d'être similaires.
Dans cette image composée de l'Aile des grands observatoires de la NASA, les données de Chandra sont montrées en violet, la lumière visible vue par le télescope spatial Hubble est en rouge, en vert et en bleu, et les données infrarouges du télescope spatial Spitzer sont colorées en rouge.
Crédit : NASA, ESA, CXC and the University of Potsdam, JPL-Caltech, and STScI
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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L'expérience AMS mesure un excès d'antimatière
dans l'espace : La collaboration internationale du spectromètre magnétique
Alpha AMS, qui implique le CNRS pour la partie française, publie ses
tout premiers résultats dans sa quête d'antimatière et de
matière noire dans l'espace. Les premières observations, basées
sur l'analyse de 25 milliards de particules détectées durant les
18 premiers mois de fonctionnement, révèlent l'existence d'un
excès d'antimatière d'origine inconnue dans le flux des rayons
cosmiques. Ces résultats pourraient être la manifestation de l'annihilation
de particules de matière noire telle qu'elle est décrite par certaines
théories de supersymétrie, même si des analyses complémentaires
seront nécessaires pour vérifier une telle origine révolutionnaire.
Comètes C/2013 F2 (Catalina), C/2013 F3 (McNaught)
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C/2013 F2 (Catalina) Une nouvelle comète a été découverte le 24 Mars 2013 par Andreas Boattini 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 par les observations de H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), F. Losse (St Pardon de Conques), J. G. Ries et T. Lister (McDonald Observatory), W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), M. Klein (Sternwarte Hagen), et R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield). Des observations antérieures à la découverte, effectuées par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) et datant du 28 Décembre 2012, du 26 Janvier 2013 et du 19 Mars 2013, ont été identifiées.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 F2 (Catalina) indiquent un passage au périhélie le 19 Avril 2013 à une distance d'environ 6,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Avril 2013 à une distance d'environ 6,2 UA du Soleil.
C/2013 F3 (McNaught) Une nouvelle comète a été découverte par Rob McNaught sur les images CCD obtenues le 29 Mars 2013 avec le télescope Uppsala Schmidt de 0,5-m de Siding Spring. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de J. Spagnotto (Observatorio El Catalejo, Santa Rosa), de N. E. Pritchett, M. Urbanik, M. Suzuki (tous trois via iTelescope Observatory, Siding Spring), et de R. A. Kowalski (Mt. Lemmon Survey).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 F3 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 21 Mai 2013 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 25 Mai 2013 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil.
Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaught compte désormais 77 comètes à son actif (65 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Sources ou Documentations non francophones
Le
cratère sud est également présenté ici
dans une vue en perspective, révélant ses caractéristiques
complexes en détail.
Bien
que les grands cratères dans cette scène aient des
diamètres similaires, leurs puits centraux sont assez différents
en taille et en profondeur, comme cela est clairement visible dans
la carte topographique. Par rapport au cratère Arima, peut-être
de la glace plus en sous-sol était présente et plus
facilement vaporisée dans le cratère sud, perforant
la croûte légèrement plus mince pour laisser
une plus grande fosse.
