Sources ou Documentations non francophones

Sources ou Documentations en langue française

La navette spatiale Discovery (STS-124), emportant le module japonais Kibo, s'est envolée à destination de la Station Spatiale Internationale à 21h02 UTC le 31 Mai 2008, depuis le pas de tir 39A du Kennedy Space Center, en Floride.

A bord de Discovery, le Commandant est Mark Kelly, le pilote pour la mission est Ken Ham. Karen Nyberg, Ron Garan, Mike Fossum, Gregory Chamitoff et le japonais Akihiko Hoshide sont les spécialistes de mission pour le vol.  Chamitoff prendra place à bord de la Station Spatiale Internationale en remplacement de l'astronaute Garrett Reisman qui sera du voyage de retour prévu dans 14 jours. L'équipage devra installer le module habitable pressurisé (PM) et le bras robotique du laboratoire scientifique Kibo, en cours d'intégration à la Station.

http://www.spaceflightnow.com/shuttle/sts124/status.html

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

http://www.flashespace.com/html/mai08/31a_05_08.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Alors que Venus Express de l'ESA satellise notre planète soeur, les nouvelles images de la structure des nuages d'une des atmosphères les plus énigmatiques du Système solaire révèlent des détails tous neufs.

Vénus est couverte par une couche épaisse de nuages qui se prolonge entre 45 et 70 kilomètres au-dessus de la surface. Ces nuages se déplaçant rapidement se composent principalement de micro gouttelettes d'acide sulfurique et d'autres aérosols (fines gouttelettes solides ou liquides en suspension dans un gaz), dont l'origine est inconnue.

Des missions précédentes ont montré que les nuages ressemblent aux brouillards de la Terre, mais leur épaisseur crée un voile impénétrable.

L'instrument VMC (Venus Monitoring Camera) à bord de Venus Express avait observé le dessus de la couche de nuages dans des longueurs d'onde visibles, en proche infrarouge et en ultraviolet. Les observations en ultraviolet ont montré une mine de nouveaux détails dont une variété de taches créées par des concentrations variables de différents aérosols situés au-dessus de la couche de nuages.

La première image présentée ici (en haut de l'article) est une vue globale de l'hémisphère sud de Vénus, obtenue depuis une distance de 30.000 kilomètres. Le pôle sud est en bas, tandis que l'équateur est au-dessus.

L'apparence du voile de nuages change nettement de l'équateur au pôle. A de basses latitudes, les formes sont tachetées et fragmentées. C'est indicatif du mouvement vigoureux et convecteur - comme celle de l'eau bouillante dans un pot - alimenté par le rayonnement du Soleil réchauffant les nuages et l'atmosphère elle-même. Le filet lumineux visible sur le haut de l'étage de nuages plus foncé est fait de gouttelettes fraîchement formées d'acide sulfurique.

Aux latitudes moyennes, la scène change - les modèles convecteurs mènent à des nuages plus striés indiquant que la convection est plus faible ici, car la quantité de lumière du Soleil absorbée par l'atmosphère diminue.

Aux hautes latitudes, la structure de nuages change encore. Ici elle apparaît comme une brume dense et presque sans particularité formant un genre de calotte polaire ou de « chapeau » sur Vénus. Le dispositif foncé et circulaire visible au bord le plus bas de l'image est l'une des stries foncées habituellement présentes dans la région polaire, indiquant des parcelles atmosphériques se développant en spirales autour et vers le pôle.

Les images additionnelles fournissent des vues en plan rapproché des structures décrites ci-dessus et montrent des détails jamais vus auparavant. C'est possible grâce à l'orbite ovale de Venus Express, qui permet d'imager les mêmes phénomènes depuis des distances décroissantes.

La deuxième et la troisième image font un gros plan sur la région équatoriale, montrant des détails du dessus des nuages et du filet lumineux d'acide sulfurique, depuis 20.000 et 15.000 kilomètres respectivement.

La quatrième image depuis le haut est un plan rapproché sur la région de transition entre les régions équatoriales dominées par la convection et les latitudes moyennes peuplées par les nuages striés. Cette région est située à environ 40-50 degrés de latitude et a été imagée depuis une distance d'environ 15.000 kilomètres. La manière dont la transition entre les structures et la dynamique si différente entre elles se produit, est l'une des énigmes exceptionnelles dans notre compréhension de Vénus.

L'avant-dernière image, obtenue à partir d'une distance d'environ 20.000 kilomètres, est un gros plan sur le « chapeau » polaire sud, situé à l'intérieur d'un cercle de 60 degrés de latitude. Cette région varie considérablement sur des échelles de temps de quelques jours.

Dans ce cas particulier elle est très lumineuse et uniforme et manque des taches de petite taille. Cependant plusieurs stries foncées globales visibles habituellement ici traversent les régions polaires et semblent indiquer de fortes rafales de vents.

La dernière image, une mosaïque composée de 40 images uniques en ultraviolet, couvre des latitudes de l'équateur (à gauche) aux régions polaires nordiques (à droite).

La transition des nuages tachetés dans les basses latitudes aux modèles de traînées aux latitudes moyennes est tout à fait semblable à celle observée dans l'hémisphère sud. Ceci suggère une symétrie nord-sud globale de toute la structure de nuages chez Vénus

http://www.esa.int/esaSC/SEM49DNKRGF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La mission spatiale internationale GLAST (Gamma-Ray Large Area Space Telescope) dédiée à la détection des rayons gamma(1) de haute énergie sera lancée le 5 juin 2008 depuis Cap Canaveral en Floride. Ce télescope spatial permettra de lever le voile sur les nombreux mystères qui entourent les sources connues de rayons gamma, voir de découvrir de nouvelles classes de sources de rayons gamma. Cinq équipes françaises de l'IN2P3-CNRS, de l'INSU-CNRS et de l'IRFU/CEA contribuent à ce projet.

Les rayons gamma manifestent l’existence des phénomènes les plus extrêmes de notre Univers. Les objets célestes associés à ces phénomènes, mettant en jeu des quantités d’énergie inimaginables, sont le siège d’accélération de particules à très haute énergie. La liste de tels objets inclut les noyaux actifs de galaxie, les sursauts gammas(2),  les vestiges de supernovae, les pulsars(3)… Les conditions physiques précises qui prévalent dans ces objets extraordinaires restent en grande partie à déterminer. Grâce à un gain en sensibilité d’un facteur 25 par rapport à la mission précédente, EGRET, GLAST devrait faire découvrir plusieurs milliers de sources de rayons gamma, décuplant ainsi le nombre de sources connues dans ce domaine. GLAST permettra d’étudier également en détail le rayonnement gamma diffus émis par les rayons cosmiques se propageant dans la Galaxie. La présence de matière noire sera aussi activement recherchée. Après une période d’un an, les données de GLAST seront mises à disposition de l’ensemble de la communauté scientifique internationale. La durée de vie prévue de la mission est de 5 ans, prolongeable à 10 ans.

Les rayons gamma étant absorbés par l’atmosphère, il est nécessaire de les détecter depuis l’espace, ce que fera le satellite GLAST à une altitude de 560 km. L’instrument  principal, le LAT (Large Area Telescope), qui détectera les rayons gamma d’une énergie entre 30 MeV et 300 GeV explorera l’ensemble du ciel en trois heures grâce à son très grand champ de vue (20% du ciel à tout moment). De nombreuses sources de rayons gamma étant variables, cette surveillance continuelle du ciel permettra d’alerter la communauté scientifique en cas d’éruptions. Le LAT est principalement composé de trois éléments: un trajectographe permettant de mesurer la direction des rayons, un calorimètre pour mesurer leur énergie et un système permettant de différencier rayons gamma et particules chargées du rayonnement cosmique qui constituent un bruit de fond indésirable.  La technologie et les méthodes d’analyse sont similaires à celles employées en physique des particules, les énergies des particules détectées étant comparables. Un instrument secondaire, le GBM (Glast Burst Monitor) est dédié à la détection de l’émission de basse énergie (8 keV-30 MeV) des sursauts gamma.

La collaboration GLAST inclut la NASA et la DOE (Departement of Energy) du côté américain et des instituts de six pays (Etats-Unis, France, Italie, Japon, Suède et Allemagne). Côté français, cinq équipes y participent : trois équipes de l’IN2P3-CNRS (LLR, CENBG , LPTA(4)), une du CEA (IRFU/SAp(5)) et une de l’INSU-CNRS (CESR(6)). Le Laboratoire Leprince-Ringuet (CNRS/Ecole Polytechnique) a conçu et fabriqué la structure du calorimètre. Des équipes de l’IN2P3-CNRS ont étudié en détail la réponse du détecteur à différents types de particules, grâce à plusieurs tests sur accélérateurs, en particulier au CERN, et des simulations par ordinateur. Ces équipes ont développé des techniques d’analyse et d’étalonnage sophistiquées qui seront mises à profit lors du vol. Le groupe du CEA/SAp a fait l’étude de définition des détecteurs du calorimètre à laquelle une équipe du laboratoire Astroparticule et cosmologie, (APC, CNRS/Université Paris 7/CEA/Observatoire de Paris), a également contribué. Il est en charge de la détection des sources gamma pour en établir le catalogue et les identifier. Il est aussi responsable du modèle d’émission interstellaire. Le CESR contribue à l'identification des sources.

Notes

1) les rayons gamma représentent la forme de lumière la plus énergétique

2) explosions d'étoiles extrêmement lumineuses produisant un jet relativiste

3) étoiles à neutrons en rotation rapide sur elle-mêmes résultant de l' effondrement du cœur d'une supernova

4) LLR : Laboratoire Leprince-Ringuet (CNRS/Ecole Polytechnique), CENBG : Centre d'Etudes Nucléaires de Bordeaux-Gradignan (CNRS/Université de Bordeaux 1), LPTA : Laboratoire de Physique Théorique et Astroparticules (CNRS/Université Montpellier 2)

5) Service d'Astrophysique, Saclay

6) Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (CNRS/Université Toulouse 3)

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1350.htm

Site de GLAST à l'IN2P3 : http://glast.in2p3.fr/

Site de GLAST à l'IRFU/CEA : http://irfu.cea.fr/Sap/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast_visu.php?id_ast=1024

Site de GLAST à la NASA : http://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/main/index.html

Ressources Multimedia sur GLAST, Sonoma State University : http://glast.sonoma.edu/resources/multimedia.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

A l'occasion du 10e anniversaire des premières lumières du Very Large Telescope, l'ESO publie deux superbes images de différentes sortes de nébuleuses, situées vers la constellation de la Carène (Carina). La première, Eta Carinae, a la forme d'un «petit homme» et entoure une étoile vouée à exploser dans les prochains 100.000 ans. La deuxième image présente une beaucoup plus vaste nébuleuse, dont la tourmente interne est créée par un groupe de jeunes étoiles massives.

En étant plus brillant qu'un million de Soleils, Eta Carinae est la plus brillante étoile connue dans la Galaxie. Elle est l'exemple le plus proche d'une variable bleue lumineuse, la dernière phase dans la vie d'une étoile massive avant qu'elle explose en une ardente supernova.

Eta Carinae est entourée par un nuage bipolaire de poussières et de gaz en expansion connu sous le nom de Homunculus ( «petit homme» en latin), qui, comme les astronomes le pensent, a été expulsé de l'étoile lors d'une grande explosion vue en 1843 [1].

Eta Carinae est l'un des premiers objets à être pris en image au cours des premières lumières avec le VLT de l'ESO, il y a 10 ans. A l'époque, l'image obtenue avec une caméra d'essai a déjà montré les capacités uniques du télescope vedette de la Communauté européenne pour l'astronomie optique et infrarouge au sol, ainsi que sa situation exceptionnelle sur la montagne de Paranal. L'image a une résolution de 0,38 secondes d'arc.

La nouvelle image récemment obtenue révèle encore plus, avec une résolution d'un facteur de 6 à 7 fois plus. Elle a été obtenue avec l'instrument NACO dans le proche infrarouge sur Yepun, le Télescope d'Unité 4 du VLT. NACO est un instrument d'optique adaptative, ce qui signifie qu'il est possible de corriger l'effet de flou de l'atmosphère. Et en regardant l'image, la puissance de l'optique adaptative est claire. La qualité d'image est comme si tout le télescope de 8,2 mètres avait été lancé dans l'espace [2].

Lorsqu'on regarde à travers l'oculaire d'un petit télescope, Homunculus peut en fait ressembler à un petit homme, mais l'étonnante image de NACO montre clairement une structure bipolaire. La fine structure des jets issus de l'étoile centrale est également très bien résolue.

L'année dernière, le Very Large Telescope Interferometer a également étudié Eta Carinae en détail et a fourni des renseignements précieux sur le vent stellaire d'Eta Carinae (voir ESO 06/07).

La deuxième image a été obtenue avec l'imageur infrarouge ISAAC sur Antu, le Télescope d'Unité 1.

Située à 9 000 années-lumière, c'est-à-dire plus loin que Eta Carinae, NGC 3576 est également en direction de la constellation australe de la Carène (Carina). NGC 3576 est d'environ 100 années-lumière de diamètre, autrement dit, 25 fois plus grande que la distance entre le Soleil et ses plus proches étoiles voisines.

Cette intrigante nébuleuse est une région gigantesque de gaz lumineux, où les étoiles sont en cours de formation. L'intense rayonnement et les vents des étoiles massives déchirent les nuages à partir desquels ils se forment, créant des paysages spectaculaires. Il est estimé que la nébuleuse est âgée d'environ 1,5 millions d'années, un clin d'œil à l'échelle cosmologique.

Des astronomes de l'Université de Cologne [3], en Allemagne, ont étudié cette région avec le VLT de l'ESO et Isaac afin de déterminer la proportion d'étoiles ayant encore un disque protoplanétaire à partir duquel les planètes se forment. En regardant les jeunes régions de différents âges, les astronomes espèrent estimer la durée de vie des disques protoplanétaires et ainsi mieux comprendre la formation des planètes. En particulier, les scientifiques sont intéressés à examiner l'effet du fort rayonnement des étoiles, ainsi que les rencontres stellaires dans ces denses régions, sur la survie des disques.

Notes

[1] En fait, puisque la distance à Eta Carinae est d'environ 7500 années-lumière, l'éruption doit avoir eu lieu il y a 7700 ans.

[2] Étant donné la grande taille de chaque Unité de Télescope du VLT, la résolution réalisable lors de l'utilisation d'optique adaptative (la «limite de diffraction») est aussi bonne dans le plus proche-infrarouge, où NACO observe, que ce que le HST peut atteindre dans le visible. La résolution est en effet proche de 0,05 secondes d'arc, dix fois mieux que ce que l'on peut généralement obtenir sans optique adaptative sur un excellent site. Une résolution de 0,05 secondes d'arc correspond à la capacité de lire un livre à 10 km.

[3] Les astronomes sont C. Olczak, R. Schödel, Pfalzner S., et A. Eckart.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-17-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Parlez d'un régime ! En résolvant, pour la première fois, les dispositifs d'une étoile individuelle dans une galaxie voisine, le VLT de l'ESO a permis à des astronomes de déterminer qu'elle pèse presque la moitié de ce qui avait été pensé auparavant, résolvant de ce fait le mystère de son existence. L'étoile mastodonte s'avère être entourée par un tore massif et épais de gaz et de poussières, et subit probablement une perte de masse violente et instable.

WOH G64 est une étoile supergéante rouge presque 2.000 fois plus grande que notre Soleil et est située à 163.000 années-lumière dans le Grand Nuage de Magellan, une des galaxies satellites de la Voie lactée.

"Les évaluations précédentes ont donné à WOH G64 une masse initiale de 40 fois la masse du Soleil. Mais c'était un réel problème car elle était trop froide, comparée à ce que les modèles théoriques prévoient pour une étoile si massive. Son existence ne pouvait être expliquée," commente Keiichi Ohnaka, qui a dirigé l'étude de cet objet.

De nouvelles observations, faites avec le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de l'ESO concluent que le gaz et la poussière autour de l'étoile sont arrangés dans un anneau épais, plutôt que dans une enveloppe sphérique, et l'étoile est ainsi moins cachée qu'il avait été supposé. Ceci implique que l'objet est en fait à demi aussi lumineuse qu'on le pensait précédemment, et par conséquent, moins massive. Les astronomes déduisent que l'étoile a commencé sa vie avec une masse de 25 masses solaires. Pour une telle étoile, la température observée est plus proche de ce qu'on s'attendait.

"Enfin, les caractéristiques de l'étoile signifient qu'elle peut subir une phase très instable accompagnée de lourde perte de masse," ajoute le co-auteur Markus Wittkowski de l'ESO. "Nous estimons que la ceinture de gaz et de poussières qui l'entourent contient entre 3 et 9 masses solaires, ce qui signifie que l'étoile a déjà perdu entre un dixième et un tiers de sa masse initiale".

Pour tirer cette conclusion, l'équipe d'astronomes a utilisé l'instrument MIDI pour combiner la lumière collectée par trois paires de télescopes d'unité de 8.2 m du VLT. C'est la première fois que l'instrument MIDI est utilisé pour étudier une étoile individuelle en dehors de notre galaxie.

Les observations ont permis aux astronomes de résoudre clairement l'étoile. Les comparaisons avec les modèles les ont mené à conclure que l'étoile est entourée par un tore colossal et épais, étendu d'environ 15 rayons stellaires (ou de 120 fois la distance entre la Terre et le Soleil - 120 UA !) à plus de 250 rayons stellaires (ou 30.000 UA !).

"Tout est énorme au sujet de ce système. L'étoile elle-même est si grande qu'elle remplirait presque tout l'espace entre le Soleil et l'orbite de Saturne," note Ohnaka. "Et le tore qui l'entoure a peut-être une année-lumière de large ! Enfin, parce qu'il est si éloigné, seule la puissance de l'interférométrie avec le VLT pouvait nous donner un aperçu sur cet objet."

Notes

Le nom de WOH G64 se réfère au fait que c'est la 64ème entrée dans le catalogue de Westerlund, Olander, et Hedin, publié en 1981, et basé sur les observations faites à l'ESO à La Silla.

L'équipe est composée de K. Ohnaka, T. Driebe, K.-H. Hofmann, G. Weigelt (Max-Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn, Germany), et M. Wittkowski (ESO).

"Spatially resolved dusty torus toward the red supergiant WHO G64 in the Large Magellanic Cloud", by K. Ohnaka et al., Astronomy and Astrophysics, 484, 371.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-15-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Récemment nommé d'après l'artiste chinois du 12ème siècle, le cratère Xiao Zhao sur le côté gauche du centre de cette image est petit en comparaison de beaucoup d'autres cratères sur Mercure et même de nombreux autres cratères dans cette scène. Cependant, les longs rayons lumineux de Xiao Zhao font de lui un dispositif aisément visible. Les rayons frais et lumineux, qui ont été créés par le matériel éjecté à l'extérieur au cours de l'événement d'impact qui a formé le cratère, indiquent que Xiao Zhao est un cratère relativement jeune sur la surface de Mercure.

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=184

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un signal a été détecté le 25 Mars 2008 à 23:53:44 UTC (01h53 CEST le 26 Mars)  de Phoenix indiquant que la sonde s'est posée correctement sur la surface de Mars.

La sonde américaine Phoenix Mars Lander s'est posée comme prévu sur le sol de Mars, dans les plaines de Vastitas Borealis de la région polaire nord de la planète rouge.

Phoenix est entrée dans la haute atmosphère de Mars à une vitesse de plus de 20.000 km/h. La traversée de l'atmosphère a duré de longues et interminables minutes, durant lesquelles la sonde a effectué une série d'actions, dont l'ouverture du parachute ayant pour but de la ralentir à la vitesse d'environ 8 km/h. Phoenix Mars Lander a finalement touché le sol sans encombres, reposant sur ses trois pieds.

Premières images

Crédit : NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

http://phoenix.lpl.arizona.edu/

http://jpl.nasa.gov/news/phoenix/main.php

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Deux nouvelles comètes découvertes sur les images SECCHI en différé de l'instrument HI1-A du satellite STEREO-A ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2008-K29.

C/2008 E5 (STEREO) - Alan Watson

C/2008 E6 (STEREO) - Rainer Kracht

Ces deux comètes STEREO appartiennent au groupe de Kreutz.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08K29.html (MPEC 2008-K29)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Impact Craters

Publiée le 22 Mai 2008

Ces vues côte à côte montrent un cratère d'impact nouvellement découvert (à gauche) comparé avec un cratère découvert auparavant (à droite). Le nouveau cratère a été tout juste découvert par l'instrument radar du vaisseau spatial Cassini au cours du survol plus récent de Titan le 12 Mai 2008. Ceci en fait le quatrième dispositif identifié sans aucun doute comme un cratère d'impact jusqu'ici sur Titan -- moins de 100 dispositifs sont considérés comme des impacts possibles. Comparé à d'autres lunes de Saturne, qui ont de nombreux milliers de cratères, la surface de Titan est très peu parsemée de cratères. C'est en partie dû à l'atmosphère dense de Titan, qui brûle les plus petits corps d'impact avant qu'ils puissent percuter la surface. Les processus géologiques, tels que le déplacement du sable par le vent et le volcanisme glacial, peuvent également éliminer les cratères.

Les deux images sont d'environ 350 kilomètres dans la largeur. Le cratère du côté droit a été découvert par Cassini en 2005 et est montré ici pour la comparaison. Il est de 80 kilomètres de diamètre (voir PIA07368), avec l'illumination du radar d'en haut. Appelé Sinlap, ce cratère est à estimé à environ 1.300 mètres de profondeur. Le nouveau dispositif imagé sur le côté gauche, qui n'a pas encore été nommé, est plus grand que le cratère Sinlap avec un diamètre d'environ 112 kilomètres.

Le nouveau cratère est situé à environ 26 degrés de latitude nord, 200 degrés de longitude ouest, dans la région lumineuse connue sous le nom de Dilmun, à environ 1.000 kilomètres au nord du site d'atterrissage de Huygens. Dans l'image, également illuminée d'en haut, il apparaît légèrement irrégulier, suggérant qu'il a été modifié après qu'il se soit formé, peut-être par des effondrements des parties de son bord sur le plancher. Le plancher du cratère semble plat, et deux petites taches lumineuses indiquent un probable pic central. La couverture d'éjecta (le matériel environnant) de ce cratère est moins importante que celle du cratère Sinlap. Le caractère plus dégradé du cratère suggère qu'il pourrait être plus ancien que Sinlap (en supposant que les processus érosifs sont identiques aux deux endroits, qui sont à des latitudes similaires).

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10655

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Tectonics on Titan

Publiée le 22 Mai 2008

Un ensemble de trois dorsales parallèles a été vu par l'instrument radar du vaisseau spatial Cassini au cours du dernier survol de Titan le 12 Mai 2008. Cette combinaison est peu susceptible d'être une coïncidence -- la meilleure explication pour ces dispositifs est qu'ils sont inclinés ou des blocs séparés de croûte cassée ou fendue, maintenant exposés en tant que hautes arêtes. Leur espacement régulier est typique des régions qui ont été comprimées ou prolongées sur de vastes zones. De telles interactions sont nommées tectoniques, bien qu'elles ne se produisent pas comme la tectonique de plaques, qui est un processus propre à la Terre.

Les arêtes, qui apparaissent sur le côté gauche de l'image, sont des dispositifs accidentés et sont élevés au-dessus du terrain environnant. Les brillants motifs signifient que les matériaux sont fracturés ou bloqués à la longueur d'onde du radar (2.17 centimètres). Le long des côtés sud des arêtes sont des falaises importantes, ou des escarpements, se présentant comme de fines lignes sombres au radar dirigées d'ouest en est, et interprétées comme des failles. Ces dispositifs ont des tailles jusqu'à quelques cent mètres, d'après les estimations préliminaires des pentes.

Le secteur montré ici est situé dans la région montagneuse appelée Xanadu. Les arêtes sont semblables de plusieurs manières aux chaînes de montagne vues à la latitude semblable mais à environ 90 degrés à l'ouest, juste à l'ouest de Shangri-La (observée pendant un survol en Octobre 2005, PIA08454). Les deux régions ont des chaînes ou des crêtes de montagne qui sont orientées ouest-est et sont espacées d'environ 50 kilomètres. Ceci indique que les forces tectoniques ont agi dans une direction nord vers le sud dans la région équatoriale de Titan et ont eu comme conséquence des effets réguliers dans la croûte de Titan, preuve qui aidera les scientifiques à mieux comprendre la croûte et l'intérieur de Titan.

Les autres dispositifs linéaires, probablement apparentés à la formation des arêtes, et des dispositifs circulaires, peut-être des cratères d'impact érodés sont maintenant remplis de matériel (homogène) sombre au radar, sont également vus dans l'image. Le plus grand dispositif circulaire, au centre en bas, est d'environ 20 kilomètres de diamètre.

L'image est centrée à 2 degrés sud, 127 degrés ouest et a été obtenue le 12 Mai 2008, avec une résolution d'environ 300 mètres. La flèche ouverte indique la direction de l'illumination du radar. La ligne blanche formée de tirets dans la partie supérieure est un artefact du traitement du SAR et sera enlevé dans les versions postérieures.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10654

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Utilisant des données du vaisseau spatial New Horizons de la NASA et de deux télescopes sur Terre, une équipe internationale de scientifiques a constaté qu'une des plus grandes et plus récentes tempêtes du Système solaire - la Petite Tache Rouge (ou LRS, pour Little Red Spot) de Jupiter - a les vitesses de vent les plus élevées jamais détectées sur n'importe quelle planète.

Les chercheurs de New Horizons ont combiné les observations de leur vaisseau spatial allant vers Pluton, qui a volé auprès de Jupiter en Février 2007 ; les données du télescope spatial Hubble en orbite autour de la Terre, et le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO (European Southern Observatory), perché sur une montagne du désert d'Atacama au Chili. C'est la première fois que l'imagerie rapprochée en haute résolution de Little Red Spot est combinée avec le puissant télescope en orbite et l'imagerie au sol faite en ultraviolet aux longueurs d'onde mi-infrarouges.

« LRS » de Jupiter est un anticyclone, une tempête dont les vents circulent dans la direction opposée à celle d'un cyclone - dans le sens contraire des aiguilles d'une montre, dans ce cas-ci. Il est presque de la taille de la Terre et aussi rouge que la semblable, mais plus grande et bien connue Grande Tache Rouge (ou GRS, pour Great Red Spot). L'évolution spectaculaire de LRS a commencé par la fusion de trois plus petites dtempêtes blanches qui avaient été observées depuis les années 1930. Deux de ces tempêtes ont fusionné en 1998, et la paire combinée a fusionné avec une troisième tempête majeure jupitérienne en 2000. Vers la fin de 2005 - pour des raisons toujours inconnues - la tempête réunie a viré au rouge.

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Les nouvelles observations confirment que les vitesses du vent dans LRS ont augmenté sensiblement par rapport aux vitesses du vent dans les tempêtes d'origine, qui avaient été observées par les missions Voyager et Galileo dans les décennies passées. Les chercheurs ont mesuré les dernières vitesses du vent et directions en utilisant deux mosaïques d'images de l'instrument LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) de New Horizons, prises à 30 minutes d'intervalle afin de dépister le mouvement des dispositifs de nuages. New Horizons a obtenu les images depuis une distance d'approximativement 2.4 millions de kilomètres de Jupiter à une résolution de 14.4 kilomètres par pixel. Les vitesses des vents au maximum de LRS d'environ 600 kilomètres/heure (entre 155 - 190 mètres par seconde) dépassent de loin le seuil de 250 kilomètres/heure qui ferait d'elle une tempête de catégorie 5 sur Terre.

« Cette tempête se développe toujours, et certains des changements restent mystérieux, » commente le Dr. Andrew Cheng (Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory [APL], Laurel, Md.), qui a dirigé le groupe d'étude. « Cet ensemble unique d'observations nous donne des indications sur la structure et la composition de la tempête ; de ceci, nous comptons apprendre beaucoup plus au sujet de la façon dont ces grandes perturbations atmosphériques se forment sur des mondes à travers le Système solaire. »

La vénérable Grande Tache Rouge de Jupiter a diminué régulièrement en taille sur plusieurs décennies passées. De plus, un rare « bouleversement global » dans l'atmosphère de Jupiter a commencé avant la visite de New Horizons l'année dernière. Ce bouleversement a impliqué la disparition de l'activité dans la ceinture équatoriale sud (qui a laissé la GRS comme une tempête isolée), l'apparition d'une perturbation tropicale sud au nord de Little Red Spot, et d'autres changements nuageux spectaculaires.

« C'était une occasion rare de combiner des observations d'une suite puissante d'instruments, car Jupiter ne sera pas visité à nouveau par un vaisseau spatial avant 2016 au plus tôt, » ajoute Cheng, dont l'équipe publie ses travaux dans Astronomical Journal de Juin 2008.

Les scientifiques ont combiné les images de LORRI de cartes de mouvements des nuages avec des images couleurs en visible de Hubble, et des images du VLT en mi-infrarouge. La dernière technique permet aux scientifiques de « voir » la structure thermique et les dynamiques sous les couches visibles de nuages, parce que les longueurs d'onde infrarouges thermiques (indiquant la chaleur) peuvent passer à travers les nuages les plus hauts. « Les nouvelles observations confirment que les structures thermiques, les vitesses des vents, et les dispositifs de nuages de LRS sont très semblables à ceux de GRS, » commente le Dr. Hal Weaver, un membre du groupe d'étude de l'APL et scientifique du projet New Horizons. «Aussi bien LRS que GRS s'étendent à la stratosphère, à des altitudes bien plus élevées que pour les tempêtes plus petites sur Jupiter. »

Les observations offrent des indices sur le mystère de pourquoi GRS, et maintenant aussi LRS, peuvent être si rouges. Les vitesses des vents et la force globale de LRS ont augmenté sensiblement en sept années entre les observations de Galileo et de New Horizons, durant laquelle la tempête est devenue rouge. « Ceci corrobore l'idée qu'un mécanisme dynamique commun explique le rougissement des deux plus grands systèmes anticyclonaux sur Jupiter, dont une possibilité est que les vents de tempête remontent le matériel du dessous, » note le Dr. Amy Simon-Miller (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.).

Dans leur rapport, les scientifiques s'interrogent également sur la future évolution de deux tempêtes géantes de Jupiter. LRS rivalise déjà GRS qui diminue progressivement en taille et vitesse du vent. Les nouvelles observations thermiques et du champ des vents laissent entendre une interaction entre la perturbation tropicale sud, Little Red Spot, et une chaude région cyclonique sud de LRS, formant un complexe qui pourrait faire paraître toute petite la Grande Tache Rouge.

« La Grande Tache Rouge ne peut toujours pas être la plus grande et la plus forte tempête sur Jupiter, » ajoute le Dr. Glenn Orton (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.). « La surveillance continue de l'évolution constante de l'atmosphère de Jupiter apportera sûrement plus de surprises. »

http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2008/080520.asp

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Dans l'édition du 20 Mai de The Astrophysical Journal, Charles Danforth et Mike Shull (Université du Colorado,

Boulder) rendent compte des observations du télescope spatial Hubble et de FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) prises le long des lignes de visibilité de 28 quasars. Leur analyse représente les plus détaillées observations jusqu'ici sur l'aspect du milieu intergalactique à environ quatre milliards d'années-lumière de la Terre. Les astronomes disent qu'ils ont définitivement trouvé environ la moitié de la matière normale absente, appelée baryons, dans l'espace entre les galaxies.

Science Credit: NASA, ESA, C. Danforth and M. Shull (University of Colorado, Boulder)

Cette illustration montre comment le télescope spatial Hubble recherche les baryons absents, en regardant la lumière des quasars éloignés de plusieurs milliards d'années-lumière. Imprimées sur cette lumière sont les empreintes spectrales de la matière ordinaire absente qui absorbe la lumière aux fréquences spécifiques (montrées dans les spectres colorés à la droite). La matière baryonique absente aide à tracer la structure de l'espace intergalactique, appelée la "toile cosmique."

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/20

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le 25 Avril, le satellite Swift a détecté le flare le plus brillant jamais vu en provenance d'une étoile autre que notre Soleil. Le flare sur EV Lacerta avait la puissance de milliers d'éruptions chromosphériques issues de notre Soleil et aurait été visible à l'oeil nu si l'étoile avait été facilement observable dans le ciel de nuit à ce moment-là. EV Lac est une naine rouge banale, de loin le type d'étoiles le plus répandu dans l'Univers, brillant avec seulement un pour cent de la lumière du Soleil et ayant un tiers de la masse du Soleil. A une distance de seulement 16 années-lumière, EV Lacertae est l'une de nos voisines stellaires les plus proches mais de magnitude 10, loin au-dessous du seuil de visibilité à l'oeil nu. L'étoile est relativement jeune, avec un âge estimé à quelques centaines de millions d'années.

Le flare a été vu en premier par l'instrument Konus, de construction russe, embarqué sur le satellite Wind au début de la matinée du 25 Avril. Le télescope de rayons X Swift a capturé le flare moins de deux minutes plus tard, et a rapidement pivoté pour être dirigé vers EV Lacertae. Quand Swift a essayé d'observer l'étoile avec son télescope Ultraviolet/Optique, le flare était si lumineux que l'instrument s'est fermé pour raisons de sûreté. L'étoile est demeurée lumineuse en rayons X, pendant 8 heures avant de revenir à la normale. La rotation rapide, en quatre jours, d'EV Lacertae produit de forts champs magnétiques localisés, plus de 100 fois aussi puissant magnétiquement que le champ du Soleil. L'énergie stockée dans son champ magnétique actionne ces flares géants pour lesquels EV Lac est bien connue.

http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/pipsqueak_star.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'ESA vient de lancer une campagne de recrutement pour la nouvelle génération d'astronautes européens. L'agence s'attend à recevoir des dizaines de milliers de candidatures des éléments les plus prometteurs de toute l'Europe. Mais elle recherche également des hommes et des femmes ayant le profil pour pourvoir des postes clés à tous les niveaux, en particulier dans les domaines techniques spécialisés. Notre nouvelle fonctionnalité d'alerte-emploi vous permet de rester à la page des offres d'emplois.

Une multitude d'opportunités

« Alors que l'ESA démarre sa compagne de recrutement des futurs membres du Corps des astronautes, l'Agence se doit de continue d'attirer les candidats capables de travailler à la pointe de la technologie et des sciences spatiales », explique Bettina Boehm, Directrice des ressources humaines. « Nous recherchons tout spécialement des experts désireux de travailler au développement des lanceurs et des missions relatives aux vols habités, aux sciences, aux télécommunications, à la navigation et à l'observation de la Terre. »

L'effort de recrutement actuel porte plus particulièrement sur les domaines de compétences suivants:

- compétences techniques et gestion qualité :

- ingénierie de l'alimentation et du conditionnement de puissance

- poursuite, télémesure et télécommande

- radionavigation

- ingénierie des composants ingénierie des télécommunications

- logiciels de bord assurance produit

- opérations et infrastructure :

- ingénierie des opérations

- dynamique de vol

Notre nouvelle fonctionnalité Alerte-Emploi

Pour vous permettre de rester informé plus facilement sur les opportunités d'emploi dans ces domaines, et dans les autres champs d'activités de l'ESA, nous avons ajouté sur notre page « Careers in space », un nouvel outil d'alerte-emploi.

Cet outil est la simplicité même : il vous suffit de saisir votre nom et votre adresse électronique, et de cliquer sur Subscribe, Vous recevrez alors toutes les offres d'emploi de l'ESA au moment même de leur publication.

Que vous souhaitiez intégrer le Corps des astronautes ou l'une de nos équipes d'experts internationales chargées de travailler sur des projets passionnants, vous vous engagez vers une carrière ambitieuse aux côtés d'un excellent employeur.

Alerte-Emploi est une manière simple et pratique de toucher les candidats potentiels — mais l'ESA dispose d'autres moyens plus importants pour accéder à l'excellent réservoir de talents qui existe en Europe.

Une culture de l'excellence et de la diversité

« L'ESA est une organisation tournée vers l'avenir, dotée de diverses politiques destinées à assurer un équilibre homme/femme — surtout dans les postes de direction et dans les domaines scientifiques et techniques — ainsi qu'une diversité culturelle », poursuit Bettina Boehm. « Cette approche a une motivation certes sociale et politique, mais elle est aussi tout à fait logique, puisqu'elle nous permet d'exploiter et de développer les nouvelles réserves de talent. Cette diversité en termes de profils culturels et de parcours professionnels fait de l'ESA un lieu de travail dynamique et enrichissant. »

http://www.esa.int/esaCP/SEMYDU0YUFF_France_0.html

http://www.esa.int/esaCP/SEM2XL0YUFF_index_0.html 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Deux nouvelles comètes ont été découvertes et annoncées par le Minor Planet Center :

- C/2008 J5 (Garradd), découverte le 13 Mai 2008 par G. J. Garradd dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature comètaire de l'objet de magnitude 16 a été confirmée par C. Jacques et E. Pimentel (CEAMIG-REA Observatory, Belo Horizonte), par J. C. Pelle et N. Teamo (Tiki Observatory, Punaauia) et par R. Ligustri (RAS Observatory, Moorook).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J5 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 03 Mai 2008 à une distance de 2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J76.html  (MPEC 2008-J76)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 01 Avril 2008 à une distance de 2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L24.html (MPEC 2008-L24)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J5.html

- C/2008 J6 (Hill), découverte le 14 Mai 2008 par R. E. Hill dans le cadre du Catalina Sky Survey. La comète a été confirmée par J. C. Pelle et N. Teamo (Tiki Observatory, Punaauia), par Y. Ikari (Moriyama), par E. Guido et G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), et par J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J6 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 10 Avril 2008 à une distance de 2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L25.html (MPEC 2008-L25)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J6.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'instrument HRSC (High-Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express a obtenu des images d'une région à l'extrémité de Mamers Valles, une longue vallée sinueuse. Le centre d'intérêt est une dépression circulaire qui contient un cratère.

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

Les données ont été obtenues le 05 Août 2006 avec une résolution au sol d'approximativement 14 mètres par pixel. Les images sont centrées sur approximativement 39° Nord et 17° Est sur la planète.

La dépression circulaire vue dans les images est d'approximativement 30 kilomètres de large et de 1.400 m de profondeur. Elle se trouve à la fin sud-est de Mamers Valles.

La vallée de Mamers Valles est d'approximativement 1.000 kilomètres de long, courant le long de la frontière entre les vallées du nord et les montagnes du sud dans la région de Deuteronilus Mensae.

Les scientifiques nomment "terrain chantourné" une région telle que Mamers Valles parce qu'elle montre de nombreuses profondes vallées en labyrinthe et des dépressions circulaires. Les dépressions montrent souvent des structures constituées par du liquide circulant sur le plancher.

Les structures formées par les écoulements sont supposées être des écoulements de débris riche en glace. Elles montrent certaines ressemblances aux glaciers vus sur Terre.

Les plaques de roches au centre de la dépression sont supposées être des restes de roches qui se sont détachées des flancs de la dépression et ont été transportées au centre.

Les dorsales plissées, comme le nom l'indique, sont constituées par les forces de compression agissant sur la surface. Le matériel de couleur foncée à l'intérieur du cratère pourrait s'être formé in-situ ou pourrait avoir été transporté par le vent.

http://www.esa.int/esaSC/SEMKPM0YUFF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

A partir des observations du spectro-imageur infrarouge VIRTIS de la sonde Venus Express de l'ESA, une équipe internationale dirigée par des chercheurs de l'Institut d'Astrophysique Spatiale de Rome et du Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA ; INSU-CNRS, Observatoire de Paris, Universités de Paris VI et VII) a observé pour la première fois sur Vénus les émissions de OH. Ce radical est un bon traceur de la dynamique de la haute atmosphère et son observation nous renseignera sur les réactions chimiques se déroulant dans l'atmosphère vénusienne. A paraître dans Astronomy & Astrophysics.

Les astronomes connaissent bien sur Terre le radical OH, dont les émissions nocturnes sont responsables d'un éclairement variable de fond de ciel, qui gêne les observations dans certaines bandes spectrales, en particulier dans l'infrarouge. Sur Vénus, les émissions nocturnes du monoxyde d'azote (NO) et du di-oxygène (O₂) ont été observées depuis longtemps. Les émissions de O₂, à la longueur d'onde de 1,27µm, ont été récemment étudiées en particulier par VIRTIS sur Venus Express et montrent des variations spatio-temporelles importantes.

Les émissions de OH, beaucoup plus faibles ont été observées dans les mêmes conditions que celles de O₂, au limbe de la planète, où la géométrie concentre les émissions d'une altitude donnée le long de la ligne de visée. L'interprétation théorique de ces émissions permet de contraindre la chimie atmosphérique de la haute atmosphère de Vénus, qui voit interagir de nombreux composés : O₂, O₃, OH, H₂, etc. dont seuls certains sont détectables. En ce qui concerne OH, c'est l'association d'un atome d'hydrogène (H) avec l'ozone (O₃) qui va produire O₂ et le radical OH.

Le radical OH est une espèce chimique très réactive et son observation permettra de contraindre les réactions de recombinaison se déroulant dans la haute atmosphère vénusienne. Cette observation rentre dans le cadre général des comparaisons des mécanismes aéronomiques entre Vénus, la Terre et Mars, où OH n'a pas encore été détecté, mais est un intermédiaire dans la photochimie induite par la décomposition de H₂O.

Référence

«First detection of hydroxyl in the atmosphere of Venus». G. Piccioni, P. Drossart, L. Zasova, A. Migliorini, J-C Gérard, F.P. Mills, A. Shakun, A. Garcia Munoz, N. Ignatiev, D. Grassi, V. Cottini, F.W. Taylor, S. Erard, and the VIRTIS-Venus Express Technical Team. Astronomy & Astrophysics Letters, 2008, volume 483-3, pp. L29.

Note(s)

VIRTIS est un spectro-imageur dans le domaine du visible et de l'infrarouge destiné à l'étude de l'atmosphère et du sol vénusien. La partie infrarouge haute résolution a été réalisée par le LESIA, (UMR INSU-CNRS, Observatoire de Paris, Universités Paris VI et VII) avec le soutien du CNES. Les autres parties ont été développées par l'IASF-INAF.

http://www.insu.cnrs.fr/a2589,detection-radical-hydroxyle-oh-venus-emissions-ciel-nocturne.html

http://www.esa.int/esaSC/SEM7YJ0YUFF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Premières Fosses sur Mercure

"The Spider" (l'Araignée) a maintenant un nom officiel : Pantheon Fossae. Comme d'abord présenté à la conférence de presse de la NASA le 30 Janvier, quand MESSENGER a survolé Mercure le 14 Janvier 2008, le MDIS (Mercury Dual Imaging System) a capturé un étrange et auparavant inconnu dispositif sur la surface de Mercure. Près du centre du bassin Caloris, un ensemble de cuvettes (appelées graben par les géologues) a été observé rayonnant vers l'extérieur dans un motif différent de ce qu'on peut voir sur Mercure. L'équipe scientifique a surnommé ce dispositif unique "l'araignée". L'Union Astronomique Internationale (IAU) a récemment approuvé le nom officiel de Pantheon Fossae, comme détaillé dans le communiqué de presse de MESSENGER publié le 28 Avril 2008.

Le mot Fossa est latin et signifie fossé. Le terme est employé en géologie planétaire pour nommer les dispositifs qui sont de longues et étroites dépressions peu profondes. Des Fossae, le pluriel de fossa, ont été nommées sur les corps planétaires dont Mars, Vénus, et la Lune, mais Pantheon Fossae sont les premières nommées sur Mercure. Le nom provient du Panthéon à Rome, un temple antique avec un toit voûté classique. Le dôme du Panthéon a une série de panneaux encastrés qui rayonnent d'une ouverture circulaire centrale au-dessus du dôme, et Pantheon Fossae de Mercure fait penser à ce motif. En conséquence, le cratère près du centre de Pantheon Fossae est maintenant nommé Apollodorus, qui est crédité par certains comme étant l'architecte du Panthéon. Apollodorus, montré au milieu de cette image de l'instrument NAC (Narrow Angle Camera), a un diamètre de 41 kilomètres. Les scientifiques de MESSENGER s'interrogent si Apollodorus a joué un rôle dans la formation de Panthéon Fossae ou si le cratère provient simplement d'un impact postérieur qui s'est produits près du centre du motif radial.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=182

Cratère Basho

Bien que le cratère Basho soit seulement d'environ 80 kilomètres de diamètre, ses rayons lumineux font de lui un dispositif facilement identifié sur la surface de Mercure. En plus des longs rayons lumineux, les photographies de Mariner 10 ont montré un halo foncé intrigant de matériel autour du cratère, qui peut être vu dans la partie droite inférieure de cette image de l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) capturée par le MDIS (Mercury Dual Imaging System) le 14 Janvier 2008. L'équipe scientifique de MESSENGER utilise l'ensemble des données en couleur obtenues avec les 11 filtres de l'instrument WAC (Wide Angle Camera) pour étudier la nature et la composition de ce matériel foncé. Le cratère Basho es visible près du limbe de Mercure dans la partie sud-est de l'image WAC en fausses couleurs précédemment publiée.

Le cratère est appelé en l'honneur du poète japonais du 17ème siècle Matsuo Basho, renommé pour ses nombreux haïku (Poème classique japonais de trois vers [issu du haïkaï] dont le premier et le troisième sont pentasyllabiques, le deuxième heptasyllabique [5-7-5, soit 17 syllabes]).

Les images de MESSENGER du paysage remarquable de Mercure ont inspiré au moins un poète : découvrez la poésie "MESSENGER's Memories" de Stuart Atkinson.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=183

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rob H. McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 10 Mai 2008, dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par N. Teamo et J. C. Pelle (Tiki Observatory, Punaauia).

Rob McNaught compte désormais 42 comètes découvertes à son actif.

Les Grands Chasseurs de Comètes

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J4 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 19 Juin 2008 à une distance de 0.4 UA du Soleil. La comète pourrait ne pas survivre à son passage rapproché auprès de notre Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J69.html (MPEC 2008-J69)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J4.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Première mesure précise de la température du fond cosmique à une époque précoce

Des astronomes ont fait usage du Very Large Telescope (VLT) pour détecter pour la première fois dans l'ultraviolet la molécule de monoxyde de carbone dans une galaxie située à près de 11 milliards d'années-lumière, un exploit qui est resté inaccessible en 25 ans. Cette détection leur permet d'obtenir la mesure la plus précise de la température cosmique à une telle époque reculée.

L'équipe d'astronomes a braqué le spectrographe UVES sur le VLT de l'ESO pendant plus de 8 heures vers une galaxie bien cachée dont la lumière a mis près de 11 milliards d'années pour nous atteindre, environ 80% de l'âge de l'Univers.

La seule manière dont cette galaxie peut être vue est par l'empreinte de gaz interstellaire laissée sur le spectre d'un quasar même plus éloigné. "Les quasars sont ici seulement utilisés comme une balise dans un Univers lointain. Les nuages de gaz interstellaires dans les galaxies, situés entre les quasars et nous sur la même ligne de vue, absorbent des parties de la lumière émise par les quasars. Le spectre résultant présente donc des 'vallées' sombres que l'on peut attribuer à des éléments bien connus et peut-être des molécules", explique Srianand Raghunathan (Pune, Inde), qui a dirigé l'équipe qui a fait les observations.

Grâce à la puissance du VLT et à une sélection très attentive de l'objectif - l'objectif a été sélectionné parmi une dizaine de milliers de quasars - l'équipe a pu découvrir la présence de la normale et deutérée molécule d'hydrogène (H ₂ , HD) et du monoxyde de carbone (CO) dans le milieu interstellaire de cette galaxie lointaine. "C'est la première fois que ces trois molécules ont été détectées en absorption devant un quasar, une détection qui est restée inaccessible pendant plus d'un quart de siècle», explique Cédric Ledoux (ESO), membre de l'équipe.

La même équipe avait déjà battu le record de la plus lointaine détection de l'hydrogène moléculaire dans une galaxie que nous voyons comme elle était lorsque l'Univers avait moins de 1,5 milliards d'années (voir ESO 16/06).

Le gaz interstellaire est le réservoir à partir duquel les étoiles se forment et, à ce titre, est un élément important des galaxies. De plus, parce que la formation et l'état de molécules sont très sensibles aux conditions physiques du gaz, qui, à son tour, dépendent de la vitesse à laquelle les étoiles se forment, l'étude détaillée de la chimie du milieu interstellaire est un outil important pour comprendre comment les galaxies se forment.

Sur la base de leurs observations, les astronomes ont montré que les conditions physiques régnant dans le gaz interstellaire dans cette lointaine galaxie sont similaires à ce qui est vu dans notre Galaxie, la Voie lactée.

Mais plus important encore, l'équipe a réussi à mesurer avec la meilleure précision à ce jour la température du rayonnement de fond cosmique dans l'Univers lointain. "Contrairement à d'autres méthodes, la mesure de la température du fond cosmique en utilisant la molécule de CO comporte très peu de suppositions,» déclare le co-auteur Pasquier Noterdaeme.

Si l'Univers a été formé dans un «Big Bang», comme la plupart des astrophysiciens le suggérent, la lueur de cette boule de feu primitive aurait dû être plus chaude dans le passé. C'est exactement ce qui est trouvé par les nouvelles mesures. "Compte tenu de la température mesurée de 2,725 K, on s'attendait à ce que la température il ya 11 milliards d'années soit d'environ 9,3 K," dit le co-auteur Patrick Petitjean. "Notre ensemble unique d'observations VLT nous permet de déduire une température de 9,15 K, à plus ou moins 0,7 K, en parfait accord avec la théorie."

"Nous pensons que notre analyse innove des études de chimie interstellaire à de haut redshift et démontre qu'il est possible, avec la détection d'autres molécules telles que HD ou CH, d'utiliser la chimie interstellaire pour s'attaquer à d'importantes questions cosmologiques", ajoute Srianand.

Les résultats décrits ici ont été présentés dans une "Letter to the Editor" dans Astronomy and Astrophysics ("First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-alpha system", by R. Srianand et al.).

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-13-08.html

http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:200809727/pdf

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rob H. McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 10 Mai 2008, dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo) et par N. Teamo (Tiki Observatory, Punaauia).

Rob McNaught compte désormais 41 comètes découvertes à son actif.

Les Grands Chasseurs de Comètes

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J3 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 03 Avril 2008 à une distance de 3,5 UA du Soleil.   

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J64.html (MPEC 2008-J64)

Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comèté périodique, d'une période de 7,6 ans, avec un passage au périhélie le 10 Mars 2009 à une distance de 2,2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L23.html (MPEC 2008-L23)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J3.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

De nouveaux travaux de recherche sur les galaxies des Antennnes par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys ) à bord du télescope spatial Hubble montrent que ce modèle exemplaire de paire de galaxies en interaction est en fait beaucoup plus proche qu'on le pensait - 45 millions d'années-lumière au lieu de 65 millions d'années-lumière.

Les galaxies des Antennes sont parmi les plus proches galaxies en fusion connues. Les deux galaxies, également connues sous le nom de NGC 4038 et NGC 4039, ont commencé l'interaction il y a quelques centaines de millions d'années, créant une des plus impressionnantes vues dans le ciel nocturne. Elles sont considérées par les scientifiques comme l'archétype du système de galaxies en fusion et sont utilisées comme un critère pour valider les théories sur l'évolution des galaxies.

Crédit : NASA, ESA & Ivo Saviane (European Southern Observatory)/Robert Gendler

Un groupe international de scientifiques dirigé par Ivo Saviane de l'ESO (European Southern Observatory) a utilisé les instruments ACS (Advanced Camera for Surveys) et WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) d'Hubble pour observer les étoiles individuelles engendrées par la colossale collision cosmique dans les "Antennes". Ils sont parvenus à une intéressante et surprenante conclusion. En mesurant les couleurs et éclats des étoiles géantes rouges dans le système, les scientifiques ont constaté que les galaxies des Antennes sont beaucoup plus proche qu'on le pensait: 45 millions d'années-lumière au lieu de la meilleure estimation précédente de 65 millions d'années-lumière.

L'équipe a ciblé une région dans les régions extérieures relativement calmes dans le sud de la queue de marée, à l'écart des régions centrales actives. Cette queue est constituée de matériel projeté des galaxies principales lorsqu'elles entrent en collision. Les scientifiques ont besoin d'observer les régions avec des anciennes étoiles géantes rouges pour obtenir une distance précise. Les géantes rouges sont connues pour atteindre un niveau de luminosité, qui peut ensuite être utilisé pour en déduire leur distance. La méthode est connue sous le nom de "Tip of the red giant branch" (TRGB).

La proximité du système des Antennes signifie que c'est la fusion de galaxies la mieux étudiée dans le ciel, avec une richesse de données d'observations pour comparer aux prédictions des modèles théoriques. Saviane commente : "Tous les modèles candidats pour l'évolution des galaxies doivent être capables de prendre en compte les caractéristiques observées des galaxies des Antennes, de même que les respectables modèles stellaires doivent être en mesure de correspondre aux propriétés observées du Soleil. Les modèles précis requièrent des paramètres corrects de fusion, et de ceux-ci, la distance est la plus essentielle".

La canonique précédente distance par rapport aux galaxies des Antennes était d'environ 65 millions d'années-lumière bien que des valeurs aussi élevées que 100 millions d'années-lumière ont été utilisées. Notre Soleil est à seulement huit minutes-lumière de nous, de sorte que les galaxies des Antennes semblent plutôt lointaines, mais si nous considérons que nous connaissons déjà de galaxies qui sont à plus de dix milliards d'années-lumière, les deux galaxies des Antennes sont vraiment nos voisines.

Avec la précédente plus grande distance, les astronomes avaient besoin d'invoquer des caractéristiques physiques plutôt exceptionnelles pour tenir compte du système spectaculaire: très fort rythme de formation d'étoiles, amas supermassif d'étoiles, sources de rayons X ultralumineuses, etc... La nouvelle distance inférieure rend les galaxies des Antennes moins extrême en termes de physique nécessaire pour expliquer les phénomènes observés. Par exemple, avec la plus petite distance, la taille des amas d'étoiles se fait comme une conséquence de la fusion des Antennes en accord maintenant avec celles des amas créés dans d'autres fusions au lieu d'être 1,5 fois plus grande.

Les galaxies des Antennes sont nommées en raison des deux longues queues d'étoiles, de gaz et de poussières qui font penser aux antennes d'un insecte. Ces "antennes" sont un résultat physique de la collision entre les deux galaxies. L'étude de leurs propriétés nous donne un aperçu de ce que pourrait se produire lorsque notre Voie lactée entrera en collision avec la galaxie voisine d'Andromède dans plusieurs milliards d'années. Bien que les fusions de galaxies aujourd'hui ne sont pas communes, on estime que, dans le passé, elles étaient une voie importante de l'évolution de galaxies. Par conséquent, la compréhension physique des fusions de galaxies est une tâche très importante pour les astrophysiciens.

Les Antennes sont situées dans la constellation du Corbeau (Corvus).

http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0812.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe menée par des chercheurs de l'Observatoire de Paris vient de mettre en évidence l'existence d'oscillations verticales de température dans la stratosphère de Saturne. En utilisant le spectromètre infrarouge thermique (CIRS) à bord de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne depuis 2004, ils ont établi une carte de la température stratosphérique de Saturne. Les inversions et gradients de température détectés permettent de calculer la vitesse et la direction des vents. Il existerait deux jets équatoriaux superposés, l'un tournant dans le sens est-ouest, l'autre dans le sens opposé.

La stratosphère d'une planète est la région de son atmosphère où la température croît avec l'altitude. La stratosphère diffère en cela de la troposphère --- dans laquelle nous vivons --- où la température décroît avec l'altitude. L'accroissement de la température avec l'altitude est dû à l'absorption du flux solaire par un constituant atmosphérique : l'ozone sur la Terre, le méthane sur les planètes géantes, en particulier sur Saturne.

Les variations verticales de température de sens opposé entre la troposphère et la stratosphère induisent des circulations atmosphériques très différentes dans ces deux régions. Dans la troposphère, la convection domine, et sous-tend la circulation de Hadley où l'air chaud monte depuis l'équateur pour redescendre dans les régions polaires. Dans la stratosphère, les mouvements convectifs sont interdits. En effet, en montant une particule d'air se refroidit, tandis que la température de l'atmosphère environnante se réchauffe. La particule devient donc plus froide que son voisinage et redescend. Ce mouvement de rappel génère des ondes de pression ou de température, qui se propagent verticalement. Avec le transport d'énergie sous forme radiative, ces ondes atmosphériques dominent le transfert d'énergie dans la stratosphère.

Crédit : Observatoire de Paris

Une équipe menée par des chercheurs de l'Observatoire de Paris vient d'en apporter une nouvelle preuve. En utilisant le spectromètre infrarouge thermique (CIRS) à bord de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne depuis 2004, ils ont établi une carte de la température stratosphérique de Saturne en fonction de l'altitude (ou de la pression) et de la latitude. A l'équateur, la température ne croît pas régulièrement avec l'altitude, mais présente des oscillations verticales. De plus, à un niveau de pression donné, une température élevée à l'équateur est associée à des températures basses dans les zones tropicales (20°S et 20°N). A partir de ce gradient de température, il est possible de calculer la vitesse et la direction des vents. La carte montre qu'il existe deux jets équatoriaux superposés, l'un tournant dans le sens est-ouest, l'autre dans le sens ouest-est.

Une telle structure existe également dans la stratosphère équatoriale terrestre, ainsi que sur Jupiter. Elle est due à l'interaction des ondes avec le vent local. Les ondes atmosphériques transportent un moment angulaire positif ou négatif suivant leur type et le transfèrent aux jets équatoriaux lorsqu'elles sont amorties. De plus la structure verticale des vents est continuellement tirée vers le bas. Ainsi à une altitude donnée, le vent alterne quasi-périodiquement entre un vent d'est et un vent d'ouest. Sur Terre, la période est de 26 mois, d'où le nom d'oscillation quasi-biennale sur Terre. Sur Jupiter, la période est de 4 ans (oscillation quasi-quadriennale). Parallèlement aux observations CIRS/Cassini, des astronomes américains ont établis, grâce à une très longue campagne d'observation au sol, que la période de l'oscillation pour Saturne est de 15 ans.

Ainsi, la stratosphère de Saturne se comporte comme ses soeurs terrestre ou jovienne. La comparaison entre ces trois planètes permettra de mieux comprendre comment les ondes atmosphériques engendrent ce phénomène d'oscillation sur Terre et ailleurs dans le système solaire.

Référence

Fouchet, T., Guerlet, S., Strobel, D.F., Simon-Miller, A.A., Bézard, B., Flasar, F.M., 2008
An equatorial oscillation in Saturn's middle atmosphere.
Nature, sous presse. doi:10.1038/nature06912

Pour les observations, voir aussi: Orton et al. 2008, Semi-Annual Oscillations in Saturn~s Low-Latitude Stratospheric Temperatures, Nature, même numéro.

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/apr08/saturn.fr.shtml

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20080507.cfm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

E. Beshore a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 06 Mai 2008 dans le cadre du Mt Lemmon Survey. La nature cométaire de cet objet de magnitude 14 a été rapidement confirmée par de nombreux observateurs.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J2 (Beshore) indiquent un passage au périhélie le 07 Octobre 2008 à une distance de 1 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre la magnitude 8.4 à la mi-Octobre 2008, mais sera localisée dans les cieux de l'hémisphère sud.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J39.html (MPEC 2008-J39)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 09 Novembre 2008 à une distance de 1,3 UA du Soleil. La comète pourrait alors atteindre une magnitude voisine de 10 au plus près du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J50.html (MPEC 2008-J50)

De nouvelles observations indiquent s'il s'agit en réalité d'une comète périodique, ayant une période de 6,5 ans, avec un passage au périhélie le 20 Mars 2008 à une distance de 2,4 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L05.html (MPEC 2008-L05)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J2.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Normalement, les effets de marée exercés sur les satellites naturels par leur planète, sont assez forts pour freiner la rotation des satellites, et l'immobiliser dans une rotation synchrone, où le satellite présente toujours la même face à sa planète (c'est le cas de la Lune par exemple). La sonde Cassini vient d'observer pour Titan une rotation super-synchrone, et plusieurs hypothèses sont avancées pour en rendre compte. Des astronomes de l'IMCCE de l'Observatoire de Paris font partie d'une équipe qui propose que la mesure de la vitesse de rotation est faussée.

Il est attendu que la rotation des satellites naturels soit synchrone, c'est-à-dire que les satellites font un tour sur eux-mêmes pendant qu'ils font un tour autour de la planète. Il s'agit d'un état d'equilibre dynamique qui a pour conséquence que le satellite présente toujours la même face à la planète.

Récemment la sonde Cassini a observé une rotation de Titan très légèrement super-synchrone (+0.004%) et les auteurs considèrent ce résultat comme la signature d'un océan interne, qui découplerait la rotation de la surface de celle du reste du corps et qui la rendrait sensible aux échanges d'énergie avec l'atmosphère.

Une autre hypothèse est avancée par une équipe mixte de l'Université de Namur (Belgique), de l'Université de Lille 1 et de l'Observatoire de Paris (Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Ephémérides). Selon Benoît Noyelles, Anne Lemaître et Alain Vienne, il y aurait un forçage de la séparation (wobble) entre l'axe de rotation de Titan et l'axe des pôles, qui par un phénomène de composition de mouvement pourrait fausser la mesure de la vitesse de rotation si ces 2 axes étaient assimilés l'un à l'autre.

La mission Cassini devant encore durer plusieurs années, des mesures plus précises permettront de départager ces 2 hypothèses!

Références

- Lorenz R., Stiles B., Kirk R. et al., 2008, "Titan's Rotation Reveals an Internal Ocean and Changing Zonal Winds", Science, 319, 1649

- Noyelles B., Lemaitre A. & Vienne A., 2008, "Titan's rotation: A 3-dimensional theory", Astron. Astrophys., 478, 959-970

- Noyelles B., 2008, "Titan's rotational state: The effects of a forced "free" resonant wobble", Cel. Mech. Dyn. Astr., in press, arXiv:0709.2293

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/may08/titan.fr.shtml

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Andrea Boattini a découvert une nouvelle comète le 2 Mai 2008, dans le cadre du Catalina Sky Survey. Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J1 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 17 Mars 2008 à une distance de 1,5 UA du Soleil.

Actuellement de magnitude 14, la comète est visible dans le ciel de l'hémisphère nord en seconde partie de nuit, dans la constellation du Petit Cheval (Equuleus). 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J17.html (MPEC 2008-J17)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 13 Juillet 2008 à une distance de 1,7 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J55.html (MPEC 2008-J55)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J1.html

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Cerro Paranal, siège du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, est certainement l'un des meilleurs sites astronomiques sur la planète. De sensationnelles images, obtenues par le personnel de l'ESO à Paranal, des rayons vert et bleus, ainsi que le soi-disant "Gegenschein", sont en fait des cas réels.

L'atmosphère terrestre est un gigantesque prisme qui disperse la lumière du Soleil. Dans les conditions atmosphériques les plus idéales, comme celles que l'on trouve régulièrement au-dessus de Cerro Paranal, cela conduira à l'apparition de ce qu'on appelle le rayon vert et bleu au coucher du Soleil. Le phénomène est si populaire sur le site que c'est désormais la tradition pour le personnel de Paranal de se rassembler quotidiennement sur la plate-forme du télescope pour observer le coucher de Soleil et de son éventuel flash vert avant de commencer leur longue nuit d'observations.

Les rayons verts et bleus sont des événements éphémères qui nécessitent une vue imprenable sur le Soleil couchant, et une atmosphère très stable. Ces conditions sont très souvent rencontrées à Paranal, une haute montagne de 2635 mètres dans le désert chilien d'Atacama, où le ciel est sans nuages, plus de 300 jours par an. Paranal est le siège du Very Large Telescope de l'ESO, un ensemble de quatre télescopes de 8,2 m et de quatre télescopes auxiliaires de 1,8 m qui, ensemble, constituent le plus avancé télescope optique au monde.

Le membre de l'ESO Stéphane Guisard a été en chasse de rayons verts pendant de nombreuses années et a été en mesure de les capturer à de nombreuses reprises. L'image publiée est un des nombreux exemples de sa collection. "Le plus difficile est de capturer le rayon vert tout en continuant à voir le reste du Soleil avec toutes ses couleurs», explique Guisard.

Son collègue Guillaume Blanchard a même été chanceux. La veille de Noël, comme il était l'un des rares à suivre la tradition d'admirer le coucher du Soleil, il a eu la chance d'immortaliser un rayon bleu grâce à son télescope personnel.

Copyright: Guillaume Blanchard (ESO) - reproduite avec l'autorisation de l'auteur.

L'astronome Yuri Beletsky de l'ESO aime également prendre des photos de Paranal, mais il préfère les vues de nuit. Cela lui permet de tirer parti des conditions uniques au-dessus du site pour faire d'étonnantes images. Sur certains d'entre elles, il a capturé d'autres effets extrêmement intéressants liés au soleil: ce qu'on appelle la lumière zodiacale et le «Gegenschein».

Aussi bien la lumière zodiacale que le Gegenschein (qui signifie "anti-lueur", en allemand) sont dus à la lumière du Soleil reflétée par la poussière interplanétaire. Ces phénomènes sont si faibles qu'ils ne sont visibles que dans des endroits exempts de pollution lumineuse.

La plupart des poussières interplanétaires dans le Système solaire réside dans l'écliptique, le plan près duquel les planète se déplacent autour du Soleil, et la lumière zodiacale et le Gegenschein sont ainsi observés dans la région autour de l'écliptique. Alors que la lumière zodiacale est visible dans le voisinage du Soleil, le Gegenschein est perçu dans la direction opposée au Soleil.

Chacune des petites particules de poussière, laissés là par les comètes et les astéroïdes, agit comme une petite Lune reflètant la lumière provenant de notre étoile hôte. "Si vous pouviez voir les particules de poussière alors vous verriez que celles qui sont au milieu du Gegenschein ressemblent à de très petites Pleines Lunes, tandis que celles qui sont cachées dans la partie faible de la bande de poussières ressemblent à de minuscules croissants de Lune", explique l'astronome Colin Snodgrass de l'ESO."Mais même le VLT ne peut voir ces individuelles minuscules particules de poussière dans l'espace. A la place nous voyons l'effet combiné, dans des photos comme celle-ci, de millions de minuscules particules de poussière reflétant vers nous la lumière du Soleil."

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-12-08.html

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Les astronomes Michael H. Montgomery et Kurtis A. Williams de l'Université du Texas à Austin, avec l'étudiant diplômé Steven DeGennaro, ont prévu et confirmé l'existence d'un nouveau type d'étoile variable, avec l'aide du télescope Otto Struve de 2,1 mètres de l'Observatoire McDonald. La découverte est annoncée dans l'édition du 1er Mai d'Astrophysical Journal Letters.

Appelée une "naine blanche carbone pulsante," c'est la première nouvelle classe d'étoile naine blanche variable découverte en plus de 25 ans. Puisque la majorité écrasante des étoiles dans l'Univers - y compris le Soleil -- finiront leurs vies comme des naines blanches, étudier les pulsations (c'est-à-dire les variations d'intensité lumineuse) de ces exemples nouvellement découverts donne aux astronomes une ouverture sur un point final important dans la vie de la plupart des étoiles.

Une étoile naine blanche est le reste de surplus d'une étoile comme le Soleil qui a brûlé tout le carburant nucléaire dans son noyau. Elle est extrêmement dense, entassant de la moitié à 1,5 fois la masse du Soleil dans un volume d'environ la taille de la Terre. Jusqu'à récemment, il était considéré y avoir deux types principaux de naines blanches : celles avec une couche externe d'hydrogène (environ 80 pour cent des naines blanches), et celles avec une couche externe d'hélium, dont l'enveloppe d'hydrogène avait d'une façon ou d'une autre été ôtée (les 20 autres pour cent).

L'année dernière, les astronomes Patrick Dufour et James Liebert de l'Université de l'Arizona ont découvert un troisième type d'étoiles naines blanches. Pour des raisons qui ne sont pas comprises, ces "chaudes naines blanches de carbone" ont eu leurs enveloppes d'hydrogène et d'hélium envelées, laissant leur couche de carbone exposée. Les astronomes suspectent que celles-ci pourraient être parmi les naines blanches les plus massives de toutes, les restes d'étoiles légèrement trop petites pour finir leurs vies dans une explosion de supernova.

Après que ces nouvelles naines blanches de carbone aient été annoncés, Montgomery a calculé que des pulsations dans ces étoiles étaient possibles. Les étoiles pulsantes sont d'un intérêt pour les astronomes parce que les changements de leur intensité lumineuse peuvent indiquer ce qui se passe dans leurs intérieurs -- de la même manière que les géologues étudient les ondes sismiques des tremblements de terre pour comprendre ce qui se passe à l'intérieur de la Terre. En fait, ce type d'étude d'étoiles s'appelle "astérosismologie".

Ainsi, l'équipe de Montgomery et de Williams a commencé une étude systématique des naines blanches de carbone avec le télescope Struve à l'observatoire McDonald, recherchant des pulsateurs. DeGennaro a découvert qu'une étoile éloignée d'environ 800 années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse (Ursa Major), appelée SDSS J142625.71+575218.3, fait l'affaire. Son intensité de lumière varie régulièrement de presque deux pour cent environ toutes les huit minutes.

Crédit : K. Williams/ T. Jones/ McDonald Obs

"La découverte qu'une de ces étoiles palpite est remarquablement importante," commente l'astronome Michael Briley de la NSF (National Science Foundation). "Ceci nous permettra de sonder l'intérieur de la naine blanche, qui à son tour devrait nous aider à résoudre des énigmes, à savoir d'où viennent les naines blanches de carbone et qu'arrive-t'il à leur hydrogène et leur hélium."

L'étoile se trouve à environ dix degrés à l'est-nord-est de Mizar, l'étoile du milieu dans le manche de la casserole. Cette naine blanche a environ la même masse que notre Soleil, mais son diamètre est plus petit que celui de la Terre. L'étoile a une température de 35.000 degrés Fahrenheit (19.500 degrés Celsius), et est seulement 1/600ème aussi lumineuse que le Soleil.

Aucune autre étoile dans leur échantillon ne s'est avérée palpiter. Etant donné les masses et les températures des étoiles dans leur échantillon, SDSS J142625.71+575218.3 est la seule prévue pour palpiter, d'après les calculs de Montgomery.

Les astronomes spéculent que les pulsations sont provoquées par des changements dans l'enveloppe externe de carbone de l'étoile pendant que l'étoile refroidit depuis sa formation en tant que chaude naine blanche. Les atomes de carbone ionisés dans les couches externes de l'étoiles retournent à un état neutre, déclenchant les pulsations.

Il y a une chance que les variations de l'étoile pourraient avoir une autre cause. Des études supplémentaires sont nécessaire, selon les astronomes. D'une manière ou d'une autre, étudier ces étoiles levera le voile sur le processus inconnu qui ôte leurs couches extérieures d'hydrogène et d'hélium pour mettre à nu leurs intérieurs de carbone.

http://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=111513&org=NSF&from=news

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Selon deux astrophysiciens de l'Observatoire de Paris, le sort des étoiles qui s'aventurent trop près d'un trou noir massif pourrait s'avérer encore plus violent que ce que l'on croyait jusqu'alors. Non seulement les étoiles sont écrasées en forme de "crêpes" par l'énorme gravité du trou noir, mais le processus peut aussi déclencher une explosion thermonucléaire qui les désintègre de l'intérieur. De plus, les ondes de chocs engendrées dans la crêpe stellaire transportent du centre vers la surface un pic de température très bref et intense, susceptible de donner naissance à un nouveau type de sursaut X ou gamma.

Les scientifiques savent depuis longtemps que les trous noirs de quelques millions de masses solaires, présents dans la plupart des centres galactiques, peuvent briser les étoiles qui s'approchent trop près. En raison de forces de marée très intenses, la gravité du trou noir attire en effet plus fortement la partie avant de l'étoile que sa partie arrière, provoquant ainsi un déséquilibre qui, en quelques heures seulement, déchire l'étoile tout entière au sein de ce que l'on appelle le "rayon de marée".

Selon une étude récente de Matthieu Brassart et Jean-Pierre Luminet, de l'Observatoire de Paris (section de Meudon), l'intensité des forces de marée peut aussi déclencher des réactions thermonucléaires suffisamment puissantes pour faire exploser l'étoile depuis l'intérieur. A l'aide de simulations numériques, ils ont étudié les derniers instants d'un étoile condammée, dès lors qu'elle pénètre profondément dans le rayon de marée d'un trou géant.

Lorsque l'étoile s'approche suffisamment près du trou noir (sans toutefois tomber dedans), les forces de marée l'aplatissent en une configuration de "crêpe". Des calculs déjà effectués il y a vingt ans par Luminet et ses collaborateurs avaient suggéré que l'écrasement de l'étoile augmenterait la densité et la température centrales à des valeurs suffisantes pour déclencher des réactions thermonucléaires explosives. Mais d'autres travaux avaient suggéré que le processus serait modifié par des ondes de choc engendrées au sein de la crêpe, de sorte qu'aucune explosion nucléaire ne se produirait.

Les nouvelles simulations étudient en détail les effets des ondes de choc, et montrent que les conditions créées favorisent toujours une explosion thermonucléaire qui brisera complètement l'étoile, et sera suffisamment puissante pour propulser une bonne partie du gaz libéré hors d'atteinte du trou noir.

Feux d'artifice stellaires

La rupture d'étoiles par les forces de marée de trous noirs a probablement déjà été observée par les télescopes à rayons X comme GALEX, XMM et Chandra, bien qu'à un stade beaucoup plus tardif : en effet, plusieurs mois après l'événement qui a brisé l'étoile, une partie du gaz libéré tombe en spirale vers le trou noir, s'échauffe et libère du rayonnement UV et X. Toutefois, si les crêpes stellaires explosent bel et bien, elles permettraient de détecter ces ruptures beaucoup plus tôt. Les futurs instruments comme le LSST (Large Synoptic Survey Telescope), qui recensera les supernovae en grand nombre, pourront repérer des explosions de ce type.

Mais le sort d'une crêpe stellaire pourait s'avérer encore plus spectaculaire. Brassart et Luminet ont calculé que les ondes de choc engendrées dans la crêpe transportent un pic de température bref (< 0.1 s) mais très intense (plus de 109 K) depuis le coeur de l'étoile vers sa surface. Ce dernier résultat est très prometteur, car il pourrait donner naissance à un nouveau type de sursaut X ou gamma qui permettrait de voir instantanément la rupture de l'étoile.

La fréquence de telles « flambées » est estimée à environ 10-5 par an par galaxie. Comme la plupart des galaxies -- y compris notre propre Voie Lactée -- abritent un trou noir massif en leur centre, et comme l'univers est transparent aux rayonnements X durs et gamma, plusieurs événements de ce type seraient détectables chaque année dans l'ensemble de l'univers observable.

Conclusion

Les projets de sondages du ciel aux hautes énergies et à vaste couverture angulaire seront les mieux à même de détecter des flambées de ce type. En permettant une localisation rapide des crêpes stellaires, relayée par la détection de leurs lueurs résiduelles en optique, infrarouge et radio par les télescopes au sol, ces missions spatiales pourront apporter à la connaissance des dislocations stellaires autant que les télescopes Beppo-Sax et Swift ont jadis apporté à la compréhension des sursauts gamma.

Références

[1] Shock Waves in Tidally Compressed Stars by Massive Black Holes, M. Brassart & J.-P. Luminet, Astron. Astrophys. 481 (2008) 259-277
[2] Pour une discussion non technique sur les trous noirs géants et la rupture d'étoiles, voir aussi J.-P. Luminet, Le destin de l'univers : trous noirs et énergie sombre, Fayard (Paris, 2006), chap. 21

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/may08/crepe.fr.shtml

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Des scientifiques de l'Université du Maryland et du Max-Planck Institute for Solar System Research en Allemagne semblent avoir résolu un mystère de longue date sur la cause des anomalies dans les anneaux vaporeux de Jupiter.

Dans une nouvelle étude publiée dans l'édition de Nature du 01 Mai, ils rapportent qu'une faible extension de l'anneau ultrapériphérique au-delà de l'orbite de la lune Thébé de Jupiter, et d'autres écarts constatés d'un modèle accepté de formation d'anneaux, résultent d'une interaction entre l'ombre et la lumière solaire sur les particules de poussières qui composent les anneaux.

"Il s'avère que la limite étendue de l'anneau extérieur et d'autres bizarreries dans les anneaux de Jupiter sont vraiment 'faits dans l'ombre' ", a déclaré Douglas Hamilton, un professeur d'astronomie à l'Université du Maryland. "Lorsqu'ils orbitent autour de la planète, les grains de poussières dans les anneaux se déchargent et se chargent alternativement quand ils passent à travers l'ombre de la planète. Ces variations systématiques dans la charge électrique des particules de poussières interagissent avec le puissant champ magnétique de la planète. De ce fait les petites particules de poussières sont repoussées au-delà de la limite extérieure prévue de l'anneau et de très petits grains changent même leur inclinaison, ou orientation de l'orbite, à la planète."

Hamilton et le co-auteur allemand Harald Krüger ont étudié pour la première fois l'impact de nouvelles données sur la taille des grains de poussières, les vitesses et les orientations orbitales prises par la sonde Galileo au cours de sa traversée des anneaux de Jupiter en 2002-2003, dans le cadre de sa manœuvre délibérée pour un plongeon mortel dans la planète. Krüger a analysé les nouvelles données et Hamilton a créé des modèles informatiques élaborés qui correspondent à la poussière et aux données d'imagerie sur les anneaux de Jupiter et a expliqué les excentricités observées.

"Dans notre modèle, nous pouvons expliquer toutes les structures essentielles de l'anneau de poussières que nous avons observées», a déclaré Krüger.

Selon Hamilton, les mécanismes identifiés dans le présent document affectent les anneaux de toute planète dans le Système solaire, mais les effets peuvent ne pas être aussi évident comme ils le sont pour Jupiter. "Les particules glacées dans les célèbres anneaux de Saturne sont trop grosses et lourdes pour être formées de manière significative par ce processus, c'est la raison pour laquelle des anomalies similaires ne sont pas vues là-bas", a-t-il déclaré. "Nos conclusions sur les effets d'ombre peuvent également faire la lumière sur les aspects de formation planétaire parce que les particules de poussières chargées électriquement doivent en fait se combiner dans de plus grands corps à partir desquels les planètes et les lunes se forment en fin de compte."

Notes : Jupiter, Galileo et le mystère des Anneaux

- Jupiter, la cinquième planète à partir du Soleil, a 63 lunes connues. La poussière formant les faibles anneaux de Jupiter est produite lorsque des morceaux de débris spatiaux se fracassent dans les plus petites lunes intérieures Adrastea, Métis, Amalthée et Thébé (énumérées de la plus proche à la plus éloignée). Cette poussière est organisée en un anneau principal, un halo intérieur, et deux plus faibles et plus lointains anneaux vaporeux. Les anneaux sont en grande partie délimités par les orbites de ces quatre lunes, mais une faible avancée de poussières vers l'extérieur s'étendant au-delà de l'orbite de Thébé a, jusqu'à présent, laissé perplexe les scientifiques.

- Le savant italien Galileo Galilei fut le premier à découvrir que Jupiter a des lunes. Galileo a observé pour la première fois les quatre plus grandes lunes de la planète en 1610.

- Le 07 Décembre 1995, la sonde Galileo a atteint Jupiter et a commencé la première des 35 orbites autour de la planète. En sept ans, l'engin spatial a pris quelque 14.000 images de Jupiter, de ses lunes et anneaux. Le 21 Septembre 2003, la sonde Galileo a effectué un plongeon contrôlé pour clôre sa mission par la chute à travers l'atmosphère de Jupiter. En plus de ses instruments d'imagerie, la sonde emportait un détecteur ultrasensible de poussières, qui a enregistré des milliers d'impacts de particules de poussières sur son chemin à travers le système d'anneaux de Jupiter en 2002 et 2003. L'extension de Thébé a été une des nombreuses nouvelles découvertes faites par la sonde Galileo.

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/uom-sfr042808.php

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Saturn's Long-lived Storm

Publiée le 29 Avril 2008

Ce n'est pas la Grande Tache Rouge, mais ces deux vues côte-à-côte montrent la plus longue tempête électrique jamais observée sur Saturne par le vaisseau spatial Cassini.

Les vues ont été acquises pendant plus de trois mois après que la tempête ait été détectée la première fois le 27 Novembre 2007 par ses décharges radio qui produisent des éclairs. Les scientifiques de formation d'images de Cassini pensent que la tempête est une perturbation verticalement étendue qui traverse l'intérieur de Saturne jusqu'à la haute troposphère.

La vue à gauche a été créée en combinant des images prises au moyen de filtres spectraux rouge, vert et bleu, et montre approximativement Saturne dans des couleurs que l'œil humain verrait. La tempête se distingue avec plus de clarté dans la vue couleur affinée et renforcée à droite. Cette vue combine des images prises en lumière infrarouge, vert et violet à 939, 567 et 420 nanomètres, respectivement, et représente une expansion de la région de longueur d'onde du spectre électromagnétique visible pour l'oeil humain.

Ces images ont été obtenues avec l'appareil-photo grand angle du vaisseau spatial Cassini le 04 Mars 2008, à une distance d'approximativement 1,3 million de kilomètres de Saturne. L'échelle d'image est de 74 kilomètres par pixel.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08411

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=837

Imaginez recevoir une annonce vantant la naissance d'un bébé de 50 centimètres de long et pesant 80 kilogrammes. Après lecture de ce curieux message, vous penseriez immédiatement que le poids du bébé était une faute d'impression.

Les astronomes regardant des galaxies dans le passé éloigné de l'Univers ont reçu une annonce confuse semblable quand ils ont trouvé neuf jeunes galaxies compactes, pesant chacune 200 milliards de fois la masse du Soleil. Les galaxies, chacune de seulement 5.000 années-lumière de large, sont une fraction de la taille des galaxies adultes d'aujourd'hui mais contiennent approximativement le même nombre d'étoiles. Chaque galaxie pourrait se caser à l'intérieur du bulbe central de notre galaxie de la Voie lactée.

Les astronomes ont utilisé le télescope spatial Hubble et l'Observatoire W. M. Keck de Mauna Kea, Hawaii, pour étudier les galaxies telles qu'elles étaient il y a 11 milliards d'années, lorsque l'Univers avait moins de 3 milliards d'années d'existence.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/15

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/yu-ugf042808.php

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

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