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Le trou noir supermassif présent au centre de notre Galaxie a connu un passé agité ces derniers siècles. C'est son voisinage qui nous le révèle : des nuages moléculaires, dont la luminosité variable en rayonnement X et gamma reflète une forte éruption passée. Ces résultats, obtenus par une équipe internationale de chercheurs dont ceux du CNRS (IN2P3(1) et INSU(2)) et du CEA(3), sont publiés dans The Astrophysical Journal.

Les trous noirs situés dans les noyaux des galaxies actives connaissent généralement une activité intense. Pas celui de notre Galaxie, Sgr A*, qui présente une activité extrêmement réduite. Mais une équipe internationale de chercheurs, dirigée par des astrophysiciens du laboratoire Astroparticule et cosmologie de Paris (CNRS / Université Paris-Diderot / CEA / Observatoire de Paris), a pu démontrer que ce trou noir avait été actif dans un passé très récent, et qu'il n'était donc pas aussi atypique qu'il paraissait.

Grâce à XMM-Newton et INTEGRAL, deux satellites de l'ESA auxquels le CNES, le CEA et le CNRS (INSU et IN2P3) ont fortement contribué, les chercheurs ont pu observer les émissions X et gamma des nuages moléculaires de la région du centre galactique, voisins de Sgr A*. Surprise : ces émissions ont connu des variations spectaculaires, comme l'allumage progressif de l'un des nuages, entre 2004 et 2009, à une vitesse apparente trois fois plus élevée que celle de la lumière (Fig. 1).

Ce phénomène prouve que ces nuages réfléchissent le rayonnement de haute énergie produit par une activité intense du trou noir supermassif. L'écho de lumière nous arrive en effet avec un délai, par rapport à la lumière directe du trou noir, qui dépend de la position du nuage et du temps que le rayonnement emploie pour parcourir la distance entre le trou noir et le nuage. En observant la décroissance de l'émission gamma dans un autre nuage (fig. 2), les chercheurs ont estimé la durée et l'intensité de cette éruption, commencée il y a environ quatre siècles et qui s'est terminée au début du XXè siècle. Pendant trois cents ans, le trou noir supermassif de notre Galaxie a donc été un million de fois plus lumineux qu'actuellement.

Pour en savoir plus :

http://arxiv.org/abs/1005.4807

http://irfu.cea.fr/Sap/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast.php?t=actu&id_ast=2791

Notes :

1) Institut national de physique nucléaire et de physique des particules du CNRS. Laboratoires IN2P3 impliqués : Astroparticule et Cosmologie – APC (CNRS/ Université Paris 7 Denis Diderot / CEA / Observatoire de Paris), Centre de spectrométrie nucléaire et spectrométrie de masse – CSNSM (CNRS/Université Paris-Sud 11)

2) Institut national des sciences de l'Univers du CNRS. Laboratoire INSU impliqué : Astrophysique Interactions Multi-échelles - AIM (Université Paris 7 Denis Diderot / CEA / CNRS)

3) Institut de recherches sur les lois fondamentales de l'Univers du CEA, Service d'astrophysique.

Références :

Discovery of a Superluminal Fe K Echo at the Galactic Centre: The Glorious Past of Sgr A* Preserved by Molecular Clouds. Consulter le site web
Ponti G. (1,2), Terrier R. (1), Goldwurm A. (1,3), Belanger G. (4) and Trap G. (1,3)
The Astrophysical Journal, 2010 May 1, Vol 714, p. 732.
(1) APC - Paris (F), (2) University of Southampton (UK), (3) SAp / IRFU - Saclay (F), (4) ESAC/ESA - Villanueva de la Canada (SP)

Fading Hard X-ray Emission from the Galactic Centre Molecular Cloud Sgr B2
Terrier R. (1), Ponti G. (1,2), Bélanger G. (3), Decourchelle A. (4,5), Tatischeff V. (6), Goldwurm A. (1,4), Trap G. (1,4), Morris M. R. (7) and Warwick R. (8)
The Astrophysical Journal, 2010
(1) APC - Paris (F), (2) University of Southampton (UK), (3) ESAC/ESA - Villanueva de la Canada (SP), (4) SAp/IRFU - Saclay (F), (5) AIM - Saclay (F), (6) CSNSM/CNRS - Orsay (F), (7) UCLA - Los Angeles (US), (8) University of Leicester (UK)

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1894.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un petit objet ayant l'apparence d'un astéroïde a été découvert dans une orbite autour du Soleil qui tellement similaire à l'orbite terrestre que les scientifiques suspectent fortement qu'il s'agit d'un étage de fusée qui s'est échappé du système Terre-Lune il y a des années. L'objet a été découvert le 16 Mai 2010 par Richard Kowalski dans le cadre du Catalina Sky Survey, et a été par la suite observé par de nombreux observateurs, dont Bill Ryan (Magdalena Ridge Observatory) et Peter Birtwhistle (Angleterre). Il lui a été donné la désignation d'astéroïde de 2010 KQ par le Minor Planet Center à Cambridge Massachusetts, qui a identifié son orbite comme étant très similaire à celle de la Terre. L'affinage de l'orbite par Paul Chodas du JPL et l'astronome amateur Bill Gray ont montré que cet objet était très proche de la Terre au début de 1975, mais la trajectoire n'est pas assez connue avec assez d'exactitude pour associer cet objet avec un lancement particulier. Néanmoins, les scientifiques ne s'attendent pas à ce qu'un objet normal puisse demeurer dans ce type d'orbite très longtemps en raison de sa probabilité relativement haute d'impact avec la Terre. En fait, une analyse effectuée par Paul Chodas suggère que 2010 KQ a une possibilité de 6% de percuter la Terre sur une période de 30 ans commençant en 2036.

Les mesures spectrales en proche-infrarouge de cet objet effectuées par S.J. Bus (University of Hawaii) en utilisant le télescope IRTF de la NASA de Mauna Kea, Hawaï, indiquent que ses caractéristiques spectrales ne correspondent pas à celles des types d'astéroïdes connus, et sont en fait semblables à celles d'un corps de fusée. La magnitude absolue de l'objet (28.9) suggère également qu'il est de seulement quelques mètres en taille, environ de la taille d'un étage supérieur. Les observations additionnelles au cours des mois à venir devraient permettre aux scientifiques de discerner comment la forte pression de radiation solaire affecte le mouvement de l'objet, un résultat qui pourrait aider à distinguer un astéroïde solide et rocheux d'un objet artificiel plus léger.

Même dans le cas peu probable que cet objet serait en route pour un impact avec la Terre, que ce soit un corps d'astéroïde ou de fusée, il est si petit qu'il se désagrégerait dans l'atmosphère et ne causerait aucun dommage au sol.

http://neo.jpl.nasa.gov/news/news168.html

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2010+KQ;orb=1

MPEC 2010-N23 (2010 July 7) : DELETION OF 2010 KQ = ARTIFICIAL OBJECT

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La grande image ici montre une vue optique, avec le Digitized Sky Survey, de la galaxie d'Andromède, connue par ailleurs sous le nom de M31. L'insert montre les images de l'Observatoire de rayons X Chandra d'une petite région dans le centre d'Andromède. L'image sur la gauche montre la somme de 23 images prises avec l'instrument HRC (High Resolution Camera) de Chandra avant Janvier 2006 et l'image sur la droite montre la somme de 17 images du HRC prises après Janvier 2006. Avant 2006, trois sources de rayons X sont clairement visibles dans les images de Chandra, dont une faible source près du centre de l'image. Après 2006, une quatrième source, appelée M31*, apparaît juste au-dessous et à la droite de la source centrale, produite par du matériel chutant sur le trou noir supermassif dans M31.

Crédit : X-ray (NASA/CXC/SAO/Li et al.), Optical (DSS)

Une étude détaillée des observations de Chandra sur dix années montre que M31* était dans un état très bas, ou calme, de 1999 jusqu'au début de 2006. Cependant, le 06 Janvier 2006, le trou noir est devenu plus d'une centaine de fois plus brillant, suggérant un sursaut de rayons X. C'était la première fois qu'un tel événement était vu d'un trou noir supermassif dans l'Univers local voisin. Après le sursaut, M31* est entré dans un autre état relativement calme, mais était près de dix fois plus brillant en moyenne qu'avant 2006. Le sursaut suggère un rythme relativement élevé de matière chutant sur M31* suivi par un plus petit, mais encore significatif rythme.

Tout comme le trou noir supermassif dans le centre de la Voie lactée, M31* est étonnament calme. En fait, le trou noir d'Andromède est dix à cent fois plus faible en lumière de rayons X par rapport à ce que les astronomes pouvaient s'attendre à donner le réservoir de gaz l'entourant. Les trous noirs dans Andromède et la Voie lactée fournissent des laboratoires spéciaux pour étudier les plus faibles types d'accumulation jamais vus sur un trou noir supermassif.

http://chandra.harvard.edu/photo/2010/m31/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette belle image composite montre N49, la conséquence d'une explosion de supernova dans le Grand Nuage de Magellan. Une nouvelle longue observation de l'Observatoire de rayons X Chandra, montrée en bleu, révèle la preuve d'un objet en forme de balle soufflé hors d'un champs de débris restant d'une étoile éclatée.

Crédit : X-ray: (NASA/CXC/Penn State/S.Park et al.); Optical: NASA/STScI/UIUC/Y.H.Chu & R.Williams et al.

Afin de détecter cette balle, une équipe de chercheurs conduite par Sangwook Park (Penn State University) à utilisé Chandra pour observer N49 pendant plus de 30 heures. Cette balle peut être vue dans le coin droit inférieur de l'image et est riche en silicium, soufre et néon. La détection de cette balle prouve que l'explosion qui a détruit l'étoile était fortement asymétrique.

La balle voyage à une vitesse d'environ 8 millions de kilomètres à l'heure depuis une source ponctuelle lumineuse dans la partie gauche supérieure de N49. Cette source lumineuse peut être un soi-disant "soft gamma ray repeater" (SGR), une source qui émet des éclats de rayons gamma et des rayons X. Une principale explication pour ces objets est que ce sont des étoiles à neutrons avec des champs magnétiques extrêmement puissants. Puisque des étoiles à neutrons sont souvent créées dans des explosions de supernova, une association entre les SGRs et les restes de supernova n'est pas inattendue. Ce cas est renforcé par alignement apparent entre le trajet de la balle et la source lumineuse de rayons X. Cependant, les nouvelles données de Chandra montrent également que la source lumineuse est davantage obscurcie par le gaz que prévu si elle se trouve vraiment à l'intérieur du reste de supernova. En d'autres termes, il est possible que la source lumineuse de rayons X se trouve réellement au-delà du reste et est projeté le long du champ de vision. Une autre balle possible est située du côté opposé du reste, mais elle est plus difficile à voir dans l'image parce qu'elle coïncide avec l'émission lumineuse - décrite ci-dessous - de l'interaction du choc du nuage.

Les données optiques du télescope spatial Hubble (en jaune et en pourpre) montrent les filaments lumineux où l'onde de choc produite par la supernova interagit avec les régions les plus denses dans les nuages voisins de gaz froid moléculaire.

En utilisant les nouvelles données de Chandra, l'âge de N49 -- comme il apparaît dans l'image -- est vraisemblablement d'environ 5.000 ans et on estime que l'énergie de l'explosion est environ deux fois celle d'une supernova moyenne. Ces résultats préliminaires suggèrent que l'explosion originale ait été provoquée par l'effondrement d'une étoile massive.

http://chandra.harvard.edu/photo/2010/n49/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La navette spatiale Atlantis et les six astronautes ont achevé un voyage de 12 jours de plus de 7,7 millions de kilomètres avec un atterrissage ce mercredi 26 Mai 2010 à 12h48 UTC au Kennedy Space Center de la NASA en Floride.

Troisième des cinq missions de navette planifiée pour 2010, il s'agissait du dernier vol prévu pour Atlantis. La mission, désignée STS-132, a délivré le Mini laboratoire de recherche russe MRM1 à la Station Spatiale Internationale. Également connu sous le nom de Rassvet ("Aube" en russe), le module fournit de l'espace de stockage supplémentaire et un nouveau port d'amarrage pour les vaisseaux spatiaux russes Soyuz et Progress.

Ken Ham a commandé le vol et était associé au pilote Tony Antonelli et aux spécialistes de mission Garrett Reisman, Michael Good, Steve Bowen et Piers Sellers.

Les trois sorties extravéhiculaires de la mission se sont concentrées sur le remplacement et l'installation de composants à l'extérieur de la station, dont le remplacement de six batteries, l'installation d'une antenne de communications et l'ajout de pièces au bras robotique canadien Dextre.

L'équipage avait commencé sa mission le 14 mai et était arrivé à la Station le 16 Mai.

STS-132 est la 132ème mission d'une navette spatiale et la trente-quatrième mission à visiter la Station Spatiale Internationale. La prochaine mission, STS-133, devrait s'élancer en Septembre.

Crédit : NASA TV

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

http://www.obsat.com/sts132.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Depuis plus d'une dizaine d'années, les astronomes savaient que trois planètes de type Jupiter orbitent autour de l'étoile jaune-blanche Upsilon Andromedae. Mais à leur surprise il a maintenant été découvert que toutes les planètes ne gravitent pas autour de cette étoile dans le même plan, comme les planètes principales de notre Système solaire satellisent le Soleil. Les orbites de deux des planètes sont inclinées de 30 degrés par rapport à l'autre. Une orientation si étrange n'a jamais été vue auparavant dans un autre système planétaire. Cette constatation étonnante aura une incidence sur les théories traitant de la façon dont les systèmes planétaires se forment et évoluent, selon les chercheurs. Elle suggère que certaines événements violents peuvent se produire pour perturber les orbites des planètes après la formation d'un système planétaire.

Crédit : NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

La découverte a été faite par des observations communes avec le télescope spatial Hubble, le télescope géant Hobby-Eberly, et d'autres télescopes basés au sol. Ces résultats ont été présentés lors d'une conférence de presse aujourd'hui à la 216ème réunion de l'American Astronomical Society à Miami (Floride, Etats-Unis).

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/17/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La comète P/2003 UY275 (LINEAR) a été retrouvée le 20 Mai 2010 par Jim Scotti (Spacewatch) avec le télescope de 1,8 mètre f/2.7 de Kitt Peak.

Cet objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert par LINEAR le 29 Octobre 2003 et répertorié comme tel sous la dénomination de 2003 UY275, avait révélé sa nature cométaire sur des images CCD prises avec le télescope de 1,2 mètre du Mt. Hopkins le 30 Novembre 2003 par C. W. Hergenrother, ce qui a été également confirmé par d'autres observateurs. Des images antérieures à la découverte ont été retrouvées par la suite. La comète P/2003 UY275 (LINEAR), d'une période d'environ 7,2 ans, est passée au périhélie à environ 1,8 UA du Soleil en Juillet 2003. La comète P/2003 UY275 (LINEAR) avait été observée pour la dernière fois le 28 Décembre 2003.

Les éléments orbitaux de la comète P/2010 K1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 08 Septembre 2010 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil, et une période de 7,2 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010K1.html

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2010 K1 = P/2003 UY275 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 236P/LINEAR en tant que 236ème comète périodique numérotée.

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=236P;orb=0;cov=0;log=0#elem

Les Grands Chasseurs de Comètes 

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale d'astronomes, dirigée par des chercheurs du CEA, avec des équipes du CNRS et d'universités (Université Pierre et Marie Curie, Université Paris Diderot, Université de Provence) [1], a détecté, pour la première fois dans l'Univers lointain, une galaxie elliptique géante, très semblable à ses cousines de notre Univers local. Cette galaxie, située à 10,1 milliards d'années lumière de la Terre, est observée au moment où l'Univers n'avait que 3,6 milliards d'années. Cette découverte révèle que certaines galaxies elliptiques peuvent déjà atteindre leur taille « adulte », tôt dans l'évolution de l'Univers. Elles coexistent avec d'autres galaxies elliptiques, beaucoup plus petites, qui augmentent de volume au cours du temps. Ces résultats sont publiés dans la revue Astrophysical Journal Letters.

Pour éclairer les mystères du passé lointain de notre Univers, les chercheurs analysent la lumière de galaxies très éloignées de la Terre. Parmi les galaxies étudiées, les elliptiques intéressent tout particulièrement les astronomes. Ces régions suscitent beaucoup d'interrogations. En effet, les galaxies elliptiques n'étant pas le siège de formation importante d'étoiles, elles devraient avoir une évolution relativement restreinte au cours du temps. Pourtant, il y a quelques années, des images de l'Univers lointain, prises par le télescope spatial Hubble, suggéraient que les galaxies elliptiques lointaines pouvaient être de deux à cinq fois plus petites que leurs consœurs de même masse dans l'Univers proche. Pour atteindre leur taille « adulte », les galaxies elliptiques seraient obligées d'augmenter leur volume, ce qui contredit la théorie.

« Nous voulions trouver d'éventuelles galaxies elliptiques géantes dans l'Univers lointain », indique Masato Onodera, chercheur au CEA. « Pour ‘peser' les galaxies lointaines, nous avons utilisé la technique de dispersion des vitesses des étoiles. Plus la taille d'une galaxie de masse donnée est petite, plus les étoiles la constituant doivent tourner rapidement autour du centre de la galaxie pour compenser l'attraction gravitationnelle », ajoute-t-il.

Pour avoir accès à ces données précieuses, les chercheurs se sont tournés vers l'un des plus grands relevés de l'Univers lointain, le projet COSMOS [2]. Ils ont cherché des objets dotés d'une signature spectrale particulière dans le visible et le proche infrarouge, comme celles détectées par la caméra Suprime-Cam [3] du télescope Subaru, et la caméra WIRCam [4] du télescope Canada-France-Hawaii [5]. Ils ont ensuite pu utiliser le télescope Subaru [6] qui, équipé d'un spectrographe et d'une caméra infrarouge multi-objets, a permis d'obtenir les spectres infrarouges des galaxies lointaines étudiées. L'analyse des élargissements des raies spectrales permet ensuite de remonter à la masse et à la taille des galaxies étudiées.

Les chercheurs ont ainsi pu détecter une galaxie elliptique géante, située à 10,1 milliards d'années lumière de la Terre et observée au moment où l'Univers n'avait que 3,6 milliards d'années. Ce résultat apporte la preuve que des galaxies géantes, parvenues à leur stade adulte, coexistent avec d'autres, plus compactes, dans l'Univers primordial [7]. Par ailleurs, cette découverte apporte une pièce supplémentaire au puzzle de la compréhension de l'évolution des galaxies elliptiques. Les chercheurs s'attèlent désormais à quantifier la proportion relative de ces deux types extrêmes de galaxies elliptiques, en fonction du temps cosmique.

Notes :

[1] Laboratoire d'Astrophysique, Instrumentation - Modélisation de Paris-Saclay (CEA-Irfu - CNRS - Université Paris Diderot), Institut d'astrophysique de Paris (CNRS - Université Pierre et Marie Curie - OSU/INSU), Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS - Université de Provence - Observatoire Astronomique de Marseille Provence - OSU/INSU)

[2] Le projet COSMOS est un relevé astronomique qui a détecté plus de 2 millions de galaxies, et qui implique une centaine de scientifiques du monde entier.

[3] Imageur optique grand champ

[4] Caméra grand champ, travaillant dans le domaine du proche infrarouge.

[5] Le télescope Canada-France-Hawaii est piloté conjointement par le National Research Council du Canada, l'INSU-CNRS en France et l'Université d'Hawaii.

[6] Le télescope Subaru est situé au Mauna Kea à Hawaï. Il fonctionne en optique et en infrarouge. Il est dirigé par l'Observatoire astronomique national du Japon.

[7] Univers primordial : ensemble des époques anciennes de l'histoire de l'Univers observable.

Pour en savoir plus: 

Le communiqué sur le site du Service d'Astrophysique (AIM)

Le communiqué sur le site du télescope Subaru

Référence : 

"A z=1.82 Analog of Local Ultra-massive Elliptical Galaxies", Masato Onodera, Emanuele Daddi, Raphael Gobat, Michele Cappellari, Nobuo Arimoto, Alvio Renzini, Yoshihiko Yamada, Henry J. McCracken, Chiara Mancini, Peter Capak, Marcella Carollo, Andrea Cimatti, Mauro Giavalisco, Olivier Ilbert, Xu Kong, Simon Lilly, Kentaro Motohara, Kouji Ohta, Dave B. Sanders, Nick Scoville, Naoyuki Tamura, Yoshiaki Taniguchi. Astrophysical Journal Letters, Volume 715, Number 1, 2010 May 20.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/detection-d-une-galaxie-elliptique-geante-dans-l-univers-lointain

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le Groupe des Sciences Planétaires à l'UPV/EHU-Université du pays Basque ayant ses sièges sociaux à la faculté d'ingénierie à Bilbao et conduit par le professeur Agustín Sánchez Lavega, a publié les premiers résultats de recherche sur un des événements récents qui a suscité un intérêt maximum dans le monde de l'astronomie : l'impact d'un grand corps céleste sur la planète Jupiter en juillet dernier. Le travail de Sánchez Lavega, auquel les chercheurs de son groupe Santiago Pérez Hoyos et Ricardo Hueso ont également participé aux côtés de scientifiques américains, est paru dans « Astrophysical Journal Letter », une des publications les plus prestigieuses dans le monde de l'astrophysique et de l'astronomie.

C'est un astronome amateur australien qui a découvert la présence d'une grande tache noire près de la région polaire de la planète Jupiter, la plus grande dans le Système solaire, le 19 Juillet de l'année dernière. L'impact avait eu lieu à une latitude très élevée près de Pôle sud de la planète à peine 3 ou 4 heures avant que la tache soit vue du côté sombre de Jupiter (en d'autres termes, la nuit), et ceci a empêché qu'il soit observé directement. La trajectoire était dans la direction opposée des fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 qui s'est écrasée dans Jupiter exactement 15 ans auparavant, en Juillet 1994.

Après que les grands observatoires du monde aient été alertés, la confirmation est apparue en quelques heures que la tache se composait des restes de la cendre laissés à la suite de l'impact d'une comète ou d'un astéroïde. Les observatoires principaux du monde, dont le télescope spatial Hubble notamment, ont immédiatement commencé à analyser le phénomène. Après un travail de plusieurs mois les deux premiers documents traitant des conclusions sur la nature de l'impact et de son effet sur l'atmosphère de la planète ont été publiés.

Le Groupe des Sciences Planétaires de l'Université du Pays Basque a partagé cette exclusivité avec des chercheurs des Etats-Unis dans « Astrophysical Journal Letter », une des publications les plus prestigieuses dans le domaine de l'astronomie et qui existe depuis plus d'un siècle.

Résultats de la recherche

Selon les études, la tache principale, un nuage très noir composé des déchets produits par l'impact, a atteint une taille d'environ 5.000 kilomètres dans l'atmosphère de Jupiter, bien qu'elle était entourée par un halo provoqué par la chute du matériel expulsé de l'atmosphère jusqu'à 8.000 kilomètres, légèrement plus petit que la taille de la Terre. On ne sait pas si le nuage épais se composant des particules très fines (à peine un millième de millimètre) et très noir, est un produit des déchets de l'objet ou si ces particules ont été produites par les températures extrêmement hautes générées par l'impact dans l'atmosphère de Jupiter.

Au cours des jours qui ont suivi la cendre a été soufflée par les vents de Jupiter - lesquels sont doux à ces latitudes - d'une manière similaire à la cendre soufflée du volcan islandais actuellement en éruption. On ne sait pas si le corps céleste qui s'est brisé sur la surface de Jupiter était une comète ou un astéroïde. En supposant que c'était une comète type, - en d'autres termes, principalement composée de glace -, la taille de la météorite aurait été d'environ 500 mètres.

Ce second impact clairement détecté sur Jupiter semble suggérer que les objets s'étendant entre 0,5 et 1 kilomètre en taille chutent sur la planète plus fréquemment qu'on le pensait à l'origine : jusqu'ici un impact était estimé avoir lieu en moyenne une fois tous les 50 à 250 ans, mais avec les nouveaux résultats des événements comme celui-ci pourraient bien se produire tous les 10 à 15 ans.

L'étude des impacts sur des planètes nous aide à obtenir une meilleure compréhension de ce qui pourrait se produire sur Terre. Si cet objet s'était écrasé sur notre planète, le résultat aurait été cataclysmique. Heureusement, il y a peu d'objets de cette taille près de nous, et d'une certaine manière Jupiter agit comme un « parapluie protecteur », parce que sa pesanteur très forte attire avec vigueur vers elle-même les objets nomades qui passent très près d'elle dans le Système solaire.

http://www.basqueresearch.com/berria_irakurri.asp?Berri_Kod=2731&hizk=I

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

"L'étoile qui a mangé ma Planète" peut ressembler à un titre de film de science-fiction de série B, mais ceci se produit vraiment à 600 années-lumière. Comme un papillon de nuit dans une flamme de bougie, une planète condamnée de classe Jupiter s'est déplacée si près de son étoile parent comme le Soleil qu'elle déverse son atmosphère sur l'étoile. Ceci se produit parce que la planète devient si chaude que son atmosphère se gonfle au point où la pesanteur de l'étoile l'attire dedans. La planète sera probablement complètement dévorée dans 10 millions d'années. Les observations par le nouvel instrument Cosmic Origins Spectrograph d'Hubble ont mesuré une série d'éléments dans l'atmosphère enflée de la planète lorsque la planète est passée devant son étoile. La planète, appelée WASP-12b, est le monde connu le plus chaud jamais découvert, avec une atmosphère bouillonnant à 2.800 degrés Fahrenheit (1.537 degrés Celsius).

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/15/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'ESO publie une magnifique image de la galaxie voisine Messier 83 prise par l'instrument HAWK-I installé sur le très grand télescope (VLT) de l'ESO à l'Observatoire Paranal au Chili. L'image montre la galaxie dans la lumière infrarouge et démontre l'impressionnante capacité de cette caméra à réaliser une des images les plus nettes et les plus détaillées jamais prise de Messier 83 depuis le sol.

La galaxie Messier 83 (eso0825) est située à environ 15 millions d'années-lumière dans la constellation de l'Hydre. Elle s'étend sur 40 000 années-lumière, soit seulement 40 % de la taille de la Voie Lactée, mais elle lui ressemble, à la fois par sa forme spirale et par la présence d'une barre d'étoiles qui la traverse en plein centre. Messier 83 est très connue des astronomes pour ses nombreuses supernovae, d'énormes explosions marquant la fin de vie de certaines étoiles. Au cours du siècle dernier, six supernovae ont été observées dans Messier 83 – un nombre record égalé par une seule autre galaxie. Même sans supernovae, Messier 83 est une des galaxies proches les plus lumineuses, visible avec de simples jumelles.

Crédit : ESO/M. Gieles 

Messier 83 a été observée dans l'infrarouge avec HAWK-I [1], une caméra puissante installée sur le VLT de l'ESO. Quand elle est vue en lumière infrarouge, la plupart de la poussière obscurcissante qui cache une grande partie de Messier 83 devient transparente. Le gaz brillant autour des jeunes étoiles chaudes dans les bras spiraux est également moins visible sur les images en infrarouge. Ainsi, une part bien plus considérable de la structure de la galaxie et les vastes hordes d'étoiles qui la constituent, peuvent être observées. Cette vue très claire est importante pour les astronomes recherchant des amas de jeunes étoiles, spécialement ceux cachés dans les régions poussiéreuses de la galaxie. L'étude de tels amas d'étoiles était l'un des buts principaux de ces observations [2]. Comparée avec de précédentes images, la vue perçante de HAWK-I révèle bien plus d'étoiles dans la galaxie.

La combinaison du très grand miroir du VLT, du grand champ et de la grande sensibilité de la caméra et des conditions d'observation exceptionnelles à l'Observatoire Paranal de l'ESO, fait de HAWK-I une des caméras infrarouge les plus puissantes au monde. Les astronomes attendent impatiemment leur tour pour avoir l'opportunité d'utiliser cette caméra mise en service en 2007 (eso0736) et pour obtenir quelques images infrarouge du ciel nocturne parmi les meilleures jamais réalisées depuis un observatoire au sol.

Notes

[1] HAWK-I est l'acronyme de High-Acuity Wide-field K-band Imager. Plus de détails techniques sur la caméra sont disponibles dans un précédent communiqué de presse en anglais (eso0736).

[2] Les données utilisées pour réaliser cette image ont été obtenues pas une équipe pilotée par Mark Gieles (University of Cambridge) et Yuri Beletsky (ESO). Mischa Schirmer (University of Bonn) a réalisé le très complexe traitement des données.

Plus d'informations

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

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-20-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rob McNaught a découvert le 12 Mai 2010 une nouvelle comète dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, H. Sato et R. Ligustri (RAS Observatory, Moorook) et L. Buzzi, P. Concari, S. Foglia, G. Galli et M. Tombelli (Tzec Maun Observatory, Moorook) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 J5 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 20 Juin 2011 à une distance d'environ 1,3 UA du Soleil. La comète pourrait alors atteindre la magnitude 10,5.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10J96.html (MPEC 2010-J96)

Des observations réalisées par A. S. Descour (Spacewatch/Steward Observatory, Kitt Peak) datant du 01 Novembre 2005 et par S. M. Larson, A. D. Grauer, A. Boattini et E. C. Beshore (Mt. Lemmon survey) en date des 01 novembre et 04 Décembre 2005 et des 28 Février et 25 Mars 2009, ont été identifiées par A. Lowe. Ces observations indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique, avec un passage au périhélie le 06 Novembre 2009 à une distance d'environ 3,7 UA du Soleil. La comète P/2010 J5 (McNaught) a une période d'environ 8,3 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10N30.html (MPEC 2010-N30)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010J5.html

Avec la découverte de C/2010 J5, Rob McNaught compte désormais 56 comètes à son actif.

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La navette spatiale Atlantis s'est envolée pour la dernière fois du Kennedy Space Center de la NASA à 18h20 UTC ce vendredi 14 Mai 2010. Atlantis et l'équipage de six astronautes volent vers la Station Spatiale Internationale, avec dans les soûtes de la navette le Mini laboratoire de recherche russe MRM1, six batteries de rechange pour le segment de poutre P6, et la palette verticale ICC-VLD transportant une antenne en bande S de rechange.

Au cours de la mission de 12 jours, trois sorties dans l'espace sont prévues.

L'astronaute de la NASA Ken Ham commande un équipage de vétérans : le pilote Tony Antonelli, et les spécialistes de mission Michael Good, Garrett Reisman, Piers Sellers et Steve Bowen.

La mission STS-132 est la 132ème mission de navette spatiale, la 32ème pour Atlantis (OV-104) et la 34ème mission de navette vers la Station Spatiale Internationale.

Le retour d'Atlantis est programmé pour le 26 Mai à 12h33 UTC au Centre spatial Kennedy.

Crédit : NASA TV

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

http://www.obsat.com/sts132.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2010 J3 (McMillan)

Un objet découvert le 12 Mai 2010 par R. S. McMillan (Steward Observatory, Kitt Peak) et placé sur la page NEOCP du Minor Planet Center a rapidement été confirmé en tant que comète par de nombreux observateurs.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 J3 (McMillan) indiquent un passage au périhélie le 28 Septembre 2010 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10J80.html (MPEC 2010-J80)

P/2010 J3 = 2010 CG6 (McMillan)

Brian G. Marsden a identifié l'astéroïde 2010 CG6 découvert par WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) le 06 Février 2010 avec la comète P/2010 J3 (McMillan). Les éléments orbitaux indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique, avec un passage au périhélie le 23 Août 2010 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil. La comète P/2010 J3 = 2010 CG6 (McMillan) a une période d'environ 27 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10K20.html (MPEC 2010-K20)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010J3.html

C/2010 J4 (WISE)

A. Mainzer (JPL) a rapporté la découverte d'une nouvelle comète le 12 Mai 2010 dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par D. D. Balam (National Research Council of Canada), P. R. Holvorcem et M. Schwartz (Tenagra II Observatory), et T. H. Bressi (Steward Observatory, Kitt Peak).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 J4 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 3 Mai 2010 à une distance d'environ 1,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10J91.html (MPEC 2010-J91)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010J4.html

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des dépôts de cendres volcaniques colorent cette vue de Meridiani Planum, comme vu par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) de Mars Express. Ils donnent également des indices sur la direction du vent dominant dans cette région de Mars.

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

Meridiani Planum, une plaine au bord nord des montagnes méridionales de Mars, est à mi-chemin entre la région volcanique de Tharsis à l'ouest et le bassin d'impact d'Hellas Planitia de basse altitude au sud-est. A travers un télescope, Meridiani Planum est un dispositif foncé qui se remarque, près de l'équateur martien.

Meridiani Planum s'étend sur 127 kilomètres par 63 kilomètres et couvre un secteur d'approximativement 8.000 kilomètres carrés, soit environ la taille de Chypre. Il a été choisi comme point de référence central pour le système de coordonnées géographiques de Mars. Ainsi le méridien principal martien, l'équivalent de Greenwich (Royaume-Uni), méridien principal sur Terre, a été placé traversant cette région.

L'instrument HRSC a pris cette image. Elle a été obtenue le 1er Septembre 2005, au cours de l'orbite 2097, à une résolution d'environ 13 mètres par pixel.

Au centre de l'image, le plancher d'un cratère d'impact de presque 50 kilomètres de large est couvert d'un matériel foncé. Celui-ci ressemble à de la cendre volcanique, qui se compose principalement de minerais tels que le pyroxène et l'olivine. De petits monticules poussent à travers le revêtement foncé, faits probablement de matériel plus résistant. Le matériel plus mou autour d'eux a été érodé et soufflé hors du cratère par les vents du nord-est et forme maintenant des stries foncées sur les alentours.

Un cratère d'impact de juste 15 kilomètres de large, vers le haut à gauche, expose le même matériel foncé sur son bord sud-ouest. Il est probable que ce matériel a été soufflé dans le cratère plus petit depuis le plus grand. Les structures quasiment noires sont presque certainement des dunes faites de sédiments riches en cendres volcaniques. En revanche, le cratère d'impact de 34 kilomètres de large vers la droite en bas de l'image est en grande partie rempli de matériel clair.

Le secteur sud, à la gauche de l'image au-dessous du cratère plus petit, montre des dispositifs foncés. Situé sur le côté à l'abri du vent, ce sont probablement des dépôts semblables de matériel riche en cendres, de nouveau soufflés hors du cratère.

http://www.esa.int/esaSC/SEMOSA19Y8G_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une chaude étoile bleue, 90 fois plus massive que notre Soleil, se précipite à travers l'espace assez rapidement pour faire un voyage aller-retour de la Terre à la Lune en seulement deux heures. Bien que la vitesse ne soit pas un record, il est unique de trouver une étoile sans foyer qui a voyagé si loin de son nid. La seule façon dont l'étoile pourrait avoir été éjectée de l'amas d'étoiles où elle est née est par une empoignade avec une étoile solitaire qui est entrée dans le système binaire où l'étoile a vécu, qui a éjecté l'étoile par un jeu dynamique de flipper stellaire. C'est une forte preuve indirecte pour des étoiles aussi massives que 150 fois la masse de notre Soleil vivant dans l'amas. Seule une étoile très massive aurait l'énergie gravitationnelle pour éjecter quelque chose pesant 90 masses solaires. L'étoile en fuite est à la périphérie de la nébuleuse 30 Doradus, un rude lieu de reproduction stellaire dans le Grand Nuage de Magellan voisin. La conclusion renforce la preuve que les étoiles les plus massives dans l'Univers local résident dans 30 Doradus, en faisant un laboratoire unique pour étudier les étoiles lourdes. 30 Doradus, également appelée la nébuleuse de la Tarantule, est approximativement à 170.000 années-lumière de la Terre.

Crédit : NASA, ESA, C. Evans (Royal Observatory Edinburgh), N. Walborn (STScI), and ESO

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/14/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Hubble capture l'étoile poids lourd en fuite partant en vitesse de 30 Doradus : Une étoile lourde fugueuse, dénommée 30 Dor #016, se précipite hors d'une pépinière stellaire voisine à plus de 400.000 kilomètres par heure, une vitesse qui vous ferait aller et revenir de la Lune en deux heures. La fugue est le cas le plus extrême d'une étoile très massive qui a été expulsée de son domicile par un groupe de soeurs, même plus lourdes. Des indices séduisants de trois observatoires, dont l'instrument COS (Cosmic Origins Spectrograph) nouvellement installé du télescope spatial Hubble, et un travail de détective à l'ancienne, suggèrent que l'étoile pourrait avoir voyagé à environ 375 années-lumière de son foyer suspecté, un amas d'étoiles géantes appelé R136.

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les atmosphères de Jupiter et de Saturne sont caractérisées par la présence de bandes parallèles correspondant à des zones d'écoulements de vents très rapides, plus de 100 m/s. Une équipe internationale conduite par des chercheurs de l'Institut de recherche sur les phénomènes hors équilibre, associée au CNRS, a réalisé une expérience de laboratoire reproduisant ce phénomène. Ce sont les marées gravitationnelles qui seraient à l'origine de ces écoulements.

Les marées gravitationnelles ont fait l'objet de multiples études en géo- et astrophysique, et ce depuis plusieurs siècles. Au-delà du phénomène bien connu de flux et de reflux de la mer sur la plupart de nos rivages, les marées agissent également sur l'ensemble des enveloppes de toutes les planètes, où elles ont des conséquences aussi variées que la synchronisation de la rotation de la Lune sur sa révolution autour de la Terre, ou encore le volcanisme intense de Io, une des lunes de Jupiter.

Des chercheurs de l'Institut de recherche sur les phénomènes hors équilibre (CNRS, Aix-Marseille Université) et de l'Institute of Geophysics de Göttingen en Allemagne ont mis au point une expérience modèle de laboratoire pour étudier les écoulements générés par les marées dans les noyaux et les atmosphères des planètes. Ils ont, pour la première fois, démontré expérimentalement que les marées génèrent des vents zonaux axisymétriques et stationnaires, similaires aux célèbres bandes présentes à la surface de Jupiter. Un tel mécanisme pourrait prendre place génériquement dans toutes les planètes et étoiles, en complément des processus convectifs et turbulents déjà connus.

© IRPHE

Le dispositif expérimental consiste en une sphère creuse en silicone, remplie d'eau et de particules microscopiques réfléchissantes permettant la visualisation des écoulements. La sphère est mise en rotation autour de la verticale tout en étant déformée par deux rouleaux symétriques simulant les marées gravitationnelles, et dont la rotation autour de la sphère est contrôlée indépendamment. La photo 1a, en-dessous, montre une coupe méridionale de l'écoulement. Chaque bande lumineuse correspond à un cisaillement fort entre deux cylindres fluides co-axiaux en rotation différentielle. La trace de ces mouvements en surface se traduit par des vents zonaux (1b) similaires aux bandes de Jupiter (1c). Des mesures du champ de vitesse dans le plan équatorial ont pu être réalisées en utilisant une méthode de vélocimétrie par images de particules (PIV) embarquée en rotation.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/les-marees-gravitationnelles-a-l-origine-des-ecoulements-des-vents-en-zone-sur-jupiter

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Une nouvelle comète a été découverte le 08 Mai 2010 par Rob H. McNaught, dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par C. Colazo (Observatorio El Gato Gris, Tanti), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), H. Sato (RAS Observatory, Mayhill), J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson), A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo), P. Concari, S. Foglia, G. Galli et M. Tombelli (Tzec Maun Observatory, Moorook), et R. Ligustri (RAS Observatory, Moorook).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 J2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 06 Avril 2010 à une distance d'environ 3,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10J59.html (MPEC 2010-J59)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 03 Juin 2010 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10L74.html (MPEC 2010-L74)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010J2.html

Avec la découverte de C/2010 J2, Rob McNaught compte désormais 55 comètes à son actif.

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Jim V. Scotti (Steward Observatory, Kitt Peak) a découvert une nouvelle comète sur les images CCD obtenues le 21 Avril 2010. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par A. Boattini, R. E. Hill, R. A. Kowalski et G. M. Hup (Mt. Lemmon Survey) et par W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro) après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center. La comète figurait également sur des images antérieures à la découverte datant du 18 Mars 2010 du Steward Observatory, et des 21 Mars et 10 Avril du Mt. Lemmon Survey.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 H5 (Scotti) indiquent un passage au périhélie le 11 Avril 2010 à une distance d'environ 6 UA du Soleil, et une période de 19,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10J45.html (MPEC 2010-J45)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 16 Avril 2010 à une distance d'environ 6 UA du Soleil, et une période de 19,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10N08.html (MPEC 2010-N08)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010H5.html

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte le 06 Mai 2010 par Andrea Boattini dans le cadre du Catalina Sky Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, de nombreux observateurs ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 J1 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 31 Janvier 2010 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10J32.html (MPEC 2010-J32)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 04 Février 2010 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10K19.html (MPEC 2010-K19)

http://www.minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/2010J1.html

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Une nouvelle famille de particules extraterrestres, dont l'origine serait très probablement cométaire, vient d'être identifiée pour la première fois dans les neiges au centre de l'Antarctique. Découvertes par des chercheurs du Centre de spectrométrie nucléaire et spectrométrie de masse (CNRS/Université Paris-Sud 11) rattachés à l'IN2P3 (1), ces micrométéorites, remarquablement préservées, sont constituées de matière organique contenant de petits assemblages de minéraux provenant des régions les plus froides et reculées du système solaire. Ces travaux font l'objet d'une publication dans la revue Science.

La station scientifique franco-italienne CONCORDIA est située au Dôme C dans les régions centrales du continent Antarctique : l'un des endroits les plus isolés au monde, où la quantité de poussières d'origine terrestre est extrêmement faible. Grâce au soutien logistique de l'Institut polaire français Paul-Emile-Victor (Ipev) et de son homologue italien PNRA (2), des chercheurs du CSNSM (3) ont découvert une nouvelle famille de particules extraterrestres dans des couches de neige ultra propre situées à 4 mètres de profondeur à proximité de la station. L'équipe du CSNSM y a identifié des micrométéorites ultra carbonées (particules de taille inférieure à 1 millimètre contenant de 50 à 80 % de matière carbonée). Ces particules d'environ 0,1 millimètre sont sans équivalent dans les collections de matière extraterrestre disponibles en laboratoire à ce jour et ont permis une série de mesures complémentaires dans le cadre d'une collaboration entre le CSNSM, le Muséum national d'Histoire naturelle, l'Université de Lille 1 et l'Ecole Normale Supérieure de Paris (4). Les analyses par microscopie électronique en transmission ont montré que ces micrométéorites sont constituées d'une matière organique très peu altérée contenant de petits assemblages de minéraux. L'analyse par microsonde ionique a révélé que sa composition isotopique de l'hydrogène (5) présente des rapports deutérium/hydrogène (D/H) exceptionnellement élevés (environ 10 fois supérieurs à la valeur des océans terrestres). L'ensemble de ces résultats indique que ces particules proviennent très probablement des corps les plus lointains du système solaire : les comètes.

Les comètes sont constituées d'un mélange de glaces et de poussières. Occasionnellement, certaines pénètrent dans le système solaire interne. A leur passage près du Soleil, l'élévation de température entraîne la sublimation massive des glaces et injecte dans l'espace interplanétaire un mélange de gaz et de grains cométaires. Certains grains de poussières croisent alors l'orbite terrestre en dérivant vers le Soleil où la plupart finissent leur course. Ce sont probablement quelques-uns de ces grains cométaires que les scientifiques du CSNSM ont découvert en Antarctique.

Jusqu'à présent, seule la mission spatiale américaine Stardust avait permis aux équipes internationales de mener des analyses minéralogiques et géochimiques sur des grains cométaires (émis par la comète 81P/Wild2 à son passage près du Soleil). Les micrométéorites découvertes à CONCORDIA présentent de nombreuses similarités aux échantillons de la mission Stardust et, pour la première fois, elles donnent accès à des assemblages extrêmement bien préservés de minéraux et de matière organique qui étaient présents au-delà de l'orbite actuelle de Jupiter au moment où le Soleil et les planètes se formaient. Leurs compositions chimiques et isotopiques vont permettre d'appréhender les processus physico-chimiques qui étaient actifs à l'intérieur du disque de gaz et de poussières qui entourait le jeune Soleil, il y a 4,5 milliards d'années.

Notes :

(1) Institut national de physique nucléaire et de physique des particules du CNRS

(2) P.N.R.A. : Programma Nazionale Ricerche in Antartide

(3) CSNSM : Centre de spectrométrie nucléaire et spectrométrie de masse (CNRS/Université Paris-Sud 11)

(4) Il s'agit d'une collaboration entre le CSNSM, le Laboratoire de Minéralogie et Cosmochimie du Muséum (MNHN/CNRS), l'Unité Matériaux et Transformations de l'Université de Lille 1 (Université Lille 1/Ecole nationale supérieure de chimie/CNRS) et le Laboratoire de Géologie de l'Ecole Normale Supérieure de Paris (ENS/CNRS).

(5) L'Hydrogène a deux isotopes stables : l'hydrogène (H) constitué d'un proton et le deutérium (D) constitué d'un proton et d'un neutron.

Références :

« Extreme Deuterium Excesses in Ultracarbonaceous Micrometeorites from Central Antarctic Snow » par J. Duprat, E. Dobrica, C. Engrand, J. Aleon de l'Université Paris-Sud et du CNRS à Orsay, France ; Y. Marrocchi, S. Mostefaoui, A. Meibom, M. Gounelle, F. Robert du Laboratoire de Minéralogie et Cosmochimie du Muséum National d'Histoire Naturelle (MNHN) et du CNRS à Paris, France ; H. Leroux de l'Université Lille 1 et du CNRS à Villeneuve d'Ascq, France ; J.-N. Rouzaud du Laboratoire de Géologie de l'Ecole Normale Supérieure à Paris, France.

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1873.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Herschel, observatoire dans l'infrarouge de l'ESA, nous dévoile des détails jusqu'alors inaccessibles sur la formation des étoiles. Les nouvelles images transmises par le télescope montrent que des milliers de galaxies lointaines sont le siège d'une intense activité de production d'étoiles, tandis que notre Voie lactée apparaît drapée dans de magnifiques voiles peuplés d'embryons stellaires. L'une des étoiles apparaissant sur ces images suscite tout particulièrement la curiosité des scientifiques.

La bulle galactique RCW 120 - Crédit : ESA/PACS/SPIRE/HOBYS Consortia

Présentés aujourd'hui au cours d'un important symposium scientifique organisé à l'Agence spatiale européenne (ESA), ces résultats remettent en question les théories habituelles sur la formation des étoiles et ouvrent de nouvelles pistes pour la recherche scientifique.

En observant la région de formation stellaire RCW 120, Herschel a mis en évidence une étoile embryonnaire qui pourrait devenir, d'ici quelques centaines de milliers d'années, l'une des plus massives et des plus brillantes de notre Galaxie. En effet, elle atteint déjà huit à dix fois la masse du Soleil et a encore largement de quoi s'alimenter, puisque le nuage qui l'entoure contient une masse de gaz et de poussière équivalant à 2.000 fois celle du Soleil !

« Cette étoile ne peut que continuer à grossir », constate Annie Zavagno, du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille. Les étoiles massives sont rares et éphémères. Observer l'une d'elle au moment où elle est en train de se former représente pour les astronomes une fabuleuse occasion pour tenter de résoudre un paradoxe sur lequel ils s'interrogent de longue date. « D'après les connaissances actuelles, la formation d'étoiles d'une masse supérieure à huit fois celle du Soleil ne devrait pas être possible », indique Annie Zavagno.

En effet, la lumière émise par ces étoiles géantes est d'une telle intensité qu'elle devrait théoriquement pulvériser le cocon qui les entoure, les empêchant de continuer à accumuler de la matière. Pourtant, de telles étoiles parviennent à se former et nombre d'entre elles ont déjà été répertoriées, avec des masses pouvant atteindre jusqu'à 150 fois celle du Soleil. Maintenant que Herschel est parvenu à observer l'une de ces étoiles au tout début de son évolution, les astronomes vont pouvoir l'étudier pour tenter de comprendre comment ces astres défient leurs théories.

Herschel est le plus grand télescope astronomique qui ait jamais été lancé. Le diamètre de son miroir principal, quatre fois supérieur à celui des télescopes spatiaux infrarouge qui l'ont précédé, représente une fois et demie celui de Hubble. Au cours de la gestation des étoiles se produit un échauffement des poussières et du gaz environnants, qui atteignent une température de quelques dizaines de degrés au-dessus du zéro absolu et commencent alors à émettre dans le domaine de l'infrarouge lointain. L'atmosphère terrestre bloque la majeure partie de ce rayonnement, qui ne peut donc être observé que depuis l'espace.

Grâce à ses instruments d'une résolution et d'une sensibilité sans précédent, Herschel est en train de recenser toutes les régions de formation stellaire de notre Galaxie. « Avant Herschel, nous ne savions pas très bien comment la matière présente dans la Voie lactée parvenait à atteindre des densités suffisamment élevées et des températures suffisamment basses pour donner naissance à des étoiles », explique Sergio Molinari, de l'Institut de physique de l'espace interplanétaire à Rome.

Une nouvelle image de Herschel diffusée aujourd'hui, sur laquelle apparaissent plusieurs pouponnières d'étoiles de la Voie lactée, permet de mieux comprendre comment les choses se déroulent. Les embryons stellaires apparaissent d'abord au sein de filaments de poussière et de gaz incandescents qui s'étirent à travers la Galaxie. Ceux-ci forment des chaînes de pouponnières d'étoiles qui s'étendent sur des distances de plusieurs dizaines d'années-lumière, enveloppant la Galaxie d'un réseau d'étoiles en gestation.

Herschel étudie aussi l'espace lointain au-delà de notre Galaxie et mesure le rayonnement infrarouge émis par des milliers d'autres galaxies éparpillées dans l'Univers à des milliards d'années-lumière. Ces galaxies apparaissent comme de simples points brillants, mais leur luminosité est telle que les astronomes peuvent en déduire le taux de formation stellaire en leur sein. En simplifiant, on peut dire que plus une galaxie est brillante, plus elle produit d'étoiles.

Dans ce domaine aussi, Herschel bouscule les schémas habituels en montrant qu'à l'échelle du temps cosmique, les galaxies évoluent beaucoup plus rapidement qu'on ne le pensait. Les astronomes étaient convaincus que le taux de formation stellaire des galaxies était à peu près identique depuis environ trois milliards d'années. Or Herschel dément cette théorie.

Dans le passé, les galaxies dites « à flambée d'étoiles », dans lesquelles le taux de formation stellaire est de dix à quinze fois plus élevé que celui observé actuellement dans la Voie lactée, étaient nettement plus nombreuses qu'aujourd'hui. On ignore cependant ce qui a déclenché cette activité frénétique. « Herschel va nous permettre d'étudier les causes de ce comportement », se réjouit Steve Eales, de l'Université de Cardiff, au Royaume-Uni.

Herschel est également un excellent instrument de détection des molécules, qui sont les plus petites particules de matière. Il a été le premier à identifier dans l'espace une nouvelle « phase » de l'eau : Contrairement aux phases qui nous sont plus familières, à savoir la glace, l'eau liquide et la vapeur, cette phase chargée électriquement n'est pas naturellement présente sur Terre. En revanche, dans les nuages entourant les jeunes étoiles, le rayonnement ultraviolet traverse le gaz et cette irradiation peut arracher un électron d'une molécule d'eau, qui se retrouve ainsi chargée électriquement.

« Cette découverte de vapeur d'eau ionisée a été une véritable surprise », reconnaît Arnold Benz, de l'Ecole polytechnique fédérale de Zurich (Suisse). « Elle montre que des réactions violentes se produisent durant les premiers stades de la formation des étoiles et propagent des rayonnements énergétiques à travers tout le nuage ».

Ces découvertes, dont le domaine s'étend des plus petites particules aux gigantesques galaxies, sont présentées cette semaine à la communauté scientifique, ainsi que d'autres résultats inédits, dans le cadre du Symposium ESLAB 2010, entièrement consacré à Herschel. Cette manifestation se déroule au Centre européen de Recherche et de Technologie spatiales (ESTEC) de l'ESA situé à Noordwijk (Pays-Bas).

« La mission Herschel ne fait que commencer et ces résultats nous donnent un avant-goût des importantes retombées scientifiques attendues au cours des années à venir », s'enthousiasme Göran Pilbratt, responsable scientifique du projet Herschel à l'ESA.

Notes :

Les observations de la région RCW 120 sont menées dans le cadre du programme HOBYS (Herschel imaging survey of OB Young Stellar objects), dirigé par Frédérique Motte, SAp/CEA, Saclay (France).

La « quatrième phase de l'eau » a été découverte dans le cadre du programme WISH (Water In Star-forming regions with Herschel), dirigé par Ewine van Dishoeck, Observatoire de Leyde (Pays-Bas).

L'étude des régions de formation d'étoiles dans la Voie lactée, dénommée hi-GAL (Herschel Infrared Galactic Plane survey), est conduite par Sergio Molinari, Institut de physique de l'espace interplanétaire, Rome (Italie).

Le projet de cartographie des galaxies ATLAS (Astrophysical Terahertz Large Area Survey) est piloté par Steve Eales, Université de Cardiff (Royaume-Uni) et Loretta Dunne, Université de Nottingham (Royaume-Uni).

Herschel est un observatoire spatial de l'ESA dont les instruments scientifiques ont été réalisés par des consortiums dirigés par des chercheurs européens, avec une importante participation de la NASA.

Source : ESA http://www.esa.int/esaCP/SEMNSCKPO8G_Belgium_fr_0.html

http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/le-telescope-herschel-livre-sa-premiere-moisson-de-resultats-scientifiques-0

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Une nouvelle image grand champ publiée aujourd'hui par l'ESO montre plusieurs milliers de galaxies éloignées et, en particulier, un grand groupe appartenant à l'amas massif de galaxies, connu sous le nom d'Abell 315. Aussi bondé qu'il puisse apparaître, cet ensemble de galaxies représente seulement, selon le proverbe, la "partie émergée de l'iceberg", car Abell 315 - comme la plupart des amas de galaxies - est dominé par la matière noire. La masse énorme de cet amas dévie la lumière des galaxies situées en arrière-plan, altérant légèrement leurs formes observées.

Crédit : ESO/J. Dietrich

Lorsque l'on regarde le ciel à l'œil nu, on ne voit la plupart du temps que les étoiles de notre Galaxie, la Voie Lactée et quelques une de ses galaxies voisines les plus proches. Les galaxies plus éloignées sont simplement trop peu brillantes pour être perçues par l'œil humain, mais si nous pouvions les voir, elles couvriraient littéralement le ciel. Cette nouvelle image publiée par l'ESO est à la fois grand champ et longue pose : elle montre donc des milliers de galaxies recouvrant une surface dans le ciel pratiquement aussi grande que celle de la pleine Lune.

Les distances qui nous séparent de ces galaxies sont très variées. Certaines sont relativement proches et il est possible de distinguer leurs bras spiraux ou leurs halos elliptiques, en particulier dans la partie supérieure de l'image. Les plus éloignées apparaissent comme les « taches » les moins lumineuses, leur lumière ayant voyagé à travers l'univers pendant huit milliards d'années ou plus, avant d'atteindre la Terre.

En partant du centre de l'image et en prolongeant vers sa partie inférieure gauche, une concentration d'environ une centaine de galaxies jaunâtres indique un amas massif de galaxies, désigné sous le numéro 315 dans le catalogue réalisé par l'astronome américain George Abell en 1958 [1]. L'amas est situé entre les galaxies rouges et bleues peu lumineuses et la Terre, à environ deux milliards d'années-lumière. Il se situe dans la constellation de la Baleine.

Les amas de galaxies font partie des plus grandes structures de l'univers liées par la gravitation. Mais dans ces structures il y a bien plus que les nombreuses galaxies que nous pouvons voir. Dans ces structures géantes, les galaxies représentent seulement dix pour cent de la masse ; s'y ajoute du gaz chaud entre les galaxies qui représente également dix pour cent [2]. Les 80 pour cent restants sont faits d'un composant invisible et inconnu appelé matière noire (ou matière sombre) qui se trouve entre les galaxies.

La présence de la matière noire est révélée par son effet gravitationnel : l'énorme masse d'un amas de galaxies agit sur la lumière des galaxies situées derrière l'amas comme une loupe cosmique, déviant la trajectoire de la lumière et faisant de ce fait apparaître les galaxies légèrement déformées [3]. En observant et en analysant les formes tordues de ces galaxies d'arrière-plan, les astronomes peuvent déduire toute la masse de l'amas responsable de la déformation, même si cette masse est majoritairement invisible. Cependant, cet effet est habituellement minuscule et il est nécessaire de le mesurer sur un nombre important de galaxies pour obtenir des résultats significatifs : dans le cas d'Abell 315, les formes de presque 10 000 galaxies peu lumineuses de cette image ont été étudiées afin d'estimer toute la masse de l'amas, qui s'élève à plus de cent mille milliards de fois la masse de notre soleil [4].

Pour compléter la très large gamme de tailles et de distances cosmiques représentées dans cette image, une poignée d'objets - bien plus petits que les galaxies et les amas de galaxies et beaucoup plus proches de la Terre - est disséminée dans tout le champ : outre quelques étoiles appartenant à notre Galaxie, de nombreux astéroïdes sont également visibles sous forme de traînées bleues, vertes ou rouges [5]. Ces objets appartiennent à la ceinture principale d'astéroïdes, située entre les orbites de Mars et de Jupiter. Leurs dimensions varient de quelques dizaines de kilomètres, pour les plus brillants, jusqu'à quelques kilomètres dans le cas des plus faibles.

Cette image a été prise avec la caméra grand champ (Wide Field Imager - WFI) du télescope MPG / ESO de 2,2 mètres de l'Observatoire de l'ESO à La Silla au Chili. L'image est une composition de plusieurs prises de vues acquises au moyen de trois filtres différents à large bande, pour un total de près d'une heure dans le filtre B et environ une heure et demie dans les filtres V et R. Le champ est de 34 x 33 minutes d'arc.

Notes

[1] Le catalogue d'Abell de 1958 contenait 2712 amas de galaxies, auxquels se sont ajoutés 1361 amas additionnels en 1989. Abell a assemblé cette collection impressionnante par inspection visuelle des plaques photographiques du ciel, cherchant les régions où, à distance égale de la Terre, on trouvait davantage de galaxies que la moyenne.

[2] Dix pour cent de la masse des amas de galaxies se composent d'un mélange très chaud de protons et d'électrons (un plasma), avec des températures allant jusqu'à dix millions de degrés ou plus, ce qui le rend visible par les télescopes à rayons X.

[3] Les astronomes appellent ces effets de faibles distorsions des effets de « lentille gravitationnelle faible », par opposition aux effets de lentille gravitationnelle forte, caractérisés par des phénomènes spectaculaires tels que des arcs géants, des anneaux et des images multiples.

[4] Une étude de lentille gravitationnelle faible de l'amas de galaxies Abell 315 a été publiée dans un article paru dans Astronomy & Astrophysics en 2009 ("Weak lensing observations of potentially X-ray underluminous galaxy clusters", par J. Dietrich et al.).

[5] Les traces bleues, vertes ou rouges indiquent que chaque astéroïde a été respectivement détecté par l'un des trois filtres. Chaque trace est composée de plusieurs petites sous-traces, qui reflètent les multiples séquences de prise de vues réalisées avec chacun des filtres ; la distance à l'astéroïde peut être calculée à partir de la longueur de ces sous-traces.

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-19-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle analyse de la masse des particules de matière noire, prenant en compte la théorie, les observations des galaxies naines sphéroïdales satellites de la Voie Lactée et les simulations numériques tend à suggérer que la masse de la particule de matière noire pourrait être de l'ordre du keV (par comparaison E=mc² =511keV est la masse de l'électron, ou ~10^-30kg) et la température où la matière noire se découple de la matière ordinaire et du rayonnement, serait 100 GeV au moins. Deux scientifiques de l'Observatoire de Paris et de l'Université Pierre et Marie Curie ont fait cette analyse en considérant plusieurs possibilités pour les particules de matière noire: lors du découplage elles pourraient être ultra-relativistes ou non, hors équilibre thermique local ou non. Dans tous les cas, les particules de matière noire sont assez «froides» pour permettre la formation des galaxies. Dans ce modèle, la section efficace d'annihilation ou d'auto-interaction de la matière noire est négligeable.

Bien que le problème de la masse manquante ait été découvert il y a soixante-quinze ans (Zwicky 1933, Oort 1940), la nature de cette masse n'est pas encore connue. La matière noire non-baryonique représente environ 23% du contenu de l'Univers. Elle est faite de particules inconnues, qui n'émettent pas ou n'absorbent pas la lumière, mais sont détectées indirectement par leur gravité. La matière noire dans les galaxies voisines a un profil radial plat au centre, appelé coeur. Cette propriété est en contradiction avec les prévisions des simulations faites dans le cadre du modèle standard de la matière noire froide (CDM), qui prévoient un profil radial très pentu. Une solution à ce problème a été proposée en considérant de la matière noire chaude (WDM) ou la matière noire en auto-interaction, qui peut créer des coeurs. Cependant, la WDM prévoit des coeurs plus petits pour des systèmes de masse plus grande, en conflit avec les observations.

Depuis le début, des contraintes ont été mises sur la masse possible de n'importe quelle particule de matière noire: en raison de la diminution de la densité moyenne dans l'espace des phases ou PSD pour les particules sans collision, leur densité en nombre est toujours inférieure au maximum atteint au découplage, impliquant que leur masse doit être plus grande que 1 MeV, selon Tremaine et Gunn (1979). Ceci permet de rendre compte de la densité maximum dans l'espace des phases observée aujourd'hui dans les galaxies sphéroïdales naines. Depuis, beaucoup d'auteurs ont revu cette contrainte (par exemple Dalcanton et Hogan 2001, Madsen 2001, Boyanovsky et al 2008, Boyarsky et al 2009), et la masse minimum est une fraction de keV.

Les densités moyennes des particules dans l'espace des phases (PSD) diminuent à partir d'une valeur initiale au moment de leur découplage. La température de l'Univers à cette époque T_d est toujours un paramètre libre. Les particules peuvent se découpler comme ultra-relativistes, si T_d >> mc², ou comme non-relativistes si T_d << mc². Dans les deux cas, la distance moyenne qu'elles peuvent parcourir à partir du découplage s'appelle longueur de libre parcours. Les candidats du scénario de matière noire froide CDM ont une très petite longueur de libre parcours, favorisant une approche hiérarchique de bas en haut de la formation des structures: les petites structures se forment d'abord et les fusions font croître les échelles plus grandes. Quand la longueur de libre parcours est différente de zéro au moment de la formation des structures (z~3300) elle impose une masse minimum pour les structures, car les plus petites masses ne peuvent pas se former. C'est le cas pour le scénario de matière noire chaude WDM.

Le présent travail considère que la matière noire pourrait être tiède, avec un libre parcours permettant la formation des galaxies (voir Figure 1). Avec quelques hypothèses sur l'histoire de la PSD dans le régime non linéaire, donnant quelques contraintes sur la façon dont la PSD a diminué, il est possible de dériver des limites sur m et T_d.

La diminution de PSD est estimée entre 1 et 10 000 pour les galaxies naines sphéroïdales. Une analyse plus précise par simulations N-corps devrait restreindre cette gamme qui dépend du type et de la taille de la galaxie considérée.
La masse de la particule de matière noire, est dans la gamme du keV et la température de leur découplage est de 100 GeV au moins. Les particules de matière noire pourraient être des fermions ou des bosons (cf Figure 1).

Dans le même cadre, sont dérivées des limites inférieures et supérieures pour la section efficace d'annihilation de matière noire. Etant donné les contraintes des observations (rayons X, optique ou lensing), l'auto-interaction de la matière noire est négligeable.

Référence

H. J. de Vega, N. G. Sanchez, 'Model-independent analysis of dark matter points to a particle mass at the keV scale',
2010, MNRAS, in press

Littérature citée

Dalcanton J.J., Hogan C.J.: 2001, ApJ 561, 35
Boyanovsky, D., de Vega, H.J., Sanchez, N.G.: 2008, Phys. Rev. D77, 043518
Boyarsky A., Ruchayskiy, O., Iakubovskyi, D.: 2009 JCAP 03, 005
Madsen J.: 2001, PhRvD, 64b7301
Oort, J. : 1940 ApJ, 91, 273
Tremaine S., Gunn J.E. : 1979 PhRvL 42, 407
Zwicky, F. : 1933 Helv. Phys. Acta, 6, 124

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/may10/dm.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'astéroïde géocroiseur 2005 YU55 a été "imagé" par le télescope radar d'Arecibo à Puerto Rico le 19 Avril 2010. Les données collectées lors des observations d'Arecibo de 2005 YU55 ont permis au Near-Earth Object Program Office du JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA d'affiner l'orbite de la roche de l'espace, permettant aux scientifiques d'écarter toute possibilité d'un impact avec la Terre pour les 100 prochaines années.

La roche spatiale était à environ 2,3 millions de kilomètres de la Terre au moment où cette image de l'écho radar a été générée. L'image fantômatique a une résolution de 7,5 mètres par pixel. Elle révèle 2005 YU55 comme un objet sphérique d'environ 400 mètres de diamètre.

Non seulement le radar peut fournir des données sur les dimensions de l'astéroïde, mais aussi sur son exact emplacement dans l'espace. En utilisant les possibilités d'astrométrie de haute précision du radar d'Arecibo, les scientifiques ont pu réduire les incertitudes de l'orbite pour YU55 de 50 pour cent.

"A une époque, nous avions classifié 2005 YU55 comme un risque potentiel", commente Steve Chesley, scientifique au Near-Earth Object Program Office du JPL.

"Avant que le radar d'Arecibo passe du 19 jusqu'au 21, nous avions éliminé pratiquement tous les prochains survols de la Terre comme possibilités d'impact. Mais il y en avait un qui avait une faible possibilité restante d'impact".

"Après incorporation des données d'Arecibo, nous avons pu exclure entièrement les impacts pour les 100 prochaines années."

Avec plus d'observations dans les années à venir, les scientifiques pourraient être capable de tracer exactement l'orbite de 2005 YU55 encore plus loin dans le temps.

La NASA détecte, dépiste et caractérise des astéroïdes et des comètes passant près de la Terre en utilisant des télescopes terrestres et basés dans l'espace.

Le Near-Earth Object Observations Program, généralement appelé "Spaceguard", découvre ces objets, caractérise un sous-ensemble d'entre eux, et trace leurs orbites pour déterminer si certains pourraient être potentiellement dangereux pour notre planète.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-144&rn=news.xml&rst=2582

http://www.news.cornell.edu/stories/April10/AreciboAsteroid.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie