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De nouvelles observations effectuées au moyen du VLT créent un véritable casse-tête pour les théories stellaires.

Les astronomes s'attendent à ce que les étoiles semblables au Soleil expulsent une grande partie de leur atmosphère dans l'espace à l'approche de leur fin de vie. Mais de nouvelles observations d'un vaste amas d'étoiles effectuées au moyen du VLT de l'ESO ont montré - contre toute attente - que la majorité des étoiles étudiées n'atteignaient simplement pas ce stade évolutif au cours de leur existence. L'équipe internationale a découvert que la quantité de sodium dans les étoiles constituait un très bon indicateur de leur comportement en fin de vie.

L'amas globulaire NGC 6752 - Crédit : ESO

Longtemps, le scénario évolutif des étoiles ainsi que leur fin de vie ont semblé parfaitement compris. Les modèles de simulation numérique prévoyaient que les étoiles de masse semblable à celle du Soleil avaient, en fin de vie, alors qu'elles se situent sur la branche asymptotique des géantes notée AGB [1], un dernier embrasement nucléaire et expulsaient une grande partie de leur masse sous forme de gaz et de poussière.

Cette matière expulsée [2] entre dans la constitution des générations suivantes d'étoiles et cette succession de pertes de masse et de renaissances sert à expliquer l'évolution de la composition chimique de l'Univers. Ce processus est également à l'origine de la formation des planètes – et des ingrédients nécessaires à l’apparition de la vie organique.

Mais lorsque l'expert australien en physique stellaire théorique, Simon Campbell, du Centre d'Astrophysique de l'Université de Monash à Melbourne, a parcouru de vieux articles, il a découvert l'hypothèse tentante selon laquelle certaines étoiles pourraient ne pas suivre les règles établies et s'affranchir complètement de la phase AGB. Voici le récit de cette histoire : « Pour un scientifique expert en modélisation stellaire, cette hypothèse paraissait complètement farfelue ! Selon nos modèles, toutes les étoiles passent par la phase AGB. J'ai repris l'ensemble des études passées et découvert que cette question n'avait pas été correctement approfondie. J'ai donc décidé de percer le mystère par moi-même, en dépit de ma faible expérience dans le domaine de l'observation. »

Campbell et son équipe ont utilisé le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO pour étudier avec soin la lumière en provenance des étoiles situées dans l'amas globulaire NGC 6752 dans la constellation australe du Paon. Ce vaste ensemble d'étoiles âgées est constitué d'une première génération d'étoiles et d'une seconde génération qui s'est formée un peu plus tard [3]. Les deux générations diffèrent l'une de l'autre par les quantités de sodium qui les composent – quantités que les données extrêmement précises fournies par le VLT permettent de déterminer. 

 « FLAMES, le spectrographe multi-objets de haute résolution installé sur le VLT, était le seul instrument en mesure de nous fournir des données de grande précision concernant 130 étoiles à la fois. Et il nous a permis d'observer, en une seule fois, une grande partie de l'amas globulaire », précise Simon Campbell.

Les résultats ont été surprenants – toutes les étoiles AGB de l'étude étaient des étoiles de première génération contenant de faibles quantités de sodium et aucune des étoiles de seconde génération constituées d'une plus grande proportion de sodium n'est passée par la phase AGB. Au moins 70 % des étoiles n'ont pas expérimenté la phase finale d'embrasement nucléaire et de perte de masse [4] [5].

 « Il semble que les étoiles aient besoin d'un faible enrichissement en sodium pour atteindre la phase AGB à la fin de leur existence. Cette observation est importante pour plusieurs raisons. Ces étoiles sont les plus brillantes des amas globulaires – il y aurait donc 70 % d'étoiles brillantes de moins que ne le prévoit la théorie. Cela signifie également que nos modèles numériques d'étoiles sont incomplets et doivent être contraints !” » conclut Simon Campbell.

L'équipe s'attend à ce que l'observation d'autres amas d'étoiles offre des résultats similaires ; de nouvelles observations sont d'ailleurs planifiées.

Note(s) : 

[1] Les étoiles AGB tirent leur appellation de leur position sur le diagramme de Hertzsprung-Russel sur lequel on reporte leur brillance en fonction de leur couleur.

[2] Durant un faible laps de temps, la matière éjectée est éclairée par le fort rayonnement ultraviolet en provenance de l'étoile et constitue une nébuleuse planétaire (voir eso1317).

[3] Bien que les étoiles d'un amas globulaire se soient toutes formées à la même époque ou presque, il est à présent bien établi que ces systèmes ne sont pas aussi simples qu'on le supposait au départ. Ils contiennent généralement deux populations d'étoiles ou plus qui diffèrent par leurs proportions en éléments chimiques légers tels que le carbone, l'azote et le sodium – essentiel dans cette nouvelle étude.

[4] Il est raisonnable de penser que les étoiles qui ne passent pas par la phase AGB évolueront directement en naines blanches riches en hélium et se refroidiront lentement au fil des milliards d'années.

[5] Il ne semble pas que la concentration en sodium soit elle-même à l'origine de ce comportement différent, mais qu'elle soit intimement liée à la cause sous-jacente – qui demeure mystérieuse. 

Plus d'informations : 

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé "Sodium content as a predictor of the advanced evolution of globular cluster stars" par Simon Campbell et al., à paraître dans l'édition Web de la revue Nature du 29 mai 2013.

L'équipe est composée de Simon W. Campbell (Université de Monash, Melbourne, Australie), Valentina D'Orazi (Université Macquarie, Sydney, Australie; Université de Monash), David Yong (Université National d'Australie, Canberra, Australie [ANU]), Thomas N. Constantino (Université de Monash), John C. Lattanzio (Université de Monash), Richard J. Stancliffe (ANU; Université de Bonn, Allemagne), George C. Angelou (Université de Monash), Elizabeth C. Wylie-de Boer (ANU), Frank Grundahl (Université Aarhus, Danemark).

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

Liens :

- Article en ligne sur le site Web de Nature

- Photos du VLT

- Images de l'ESO de nébuleuses planétaires

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1323/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un chercheur du laboratoire Lagrange de l'Observatoire de la Côte d'Azur et un collaborateur américain de l'Université de Maryland ont proposé un mécanisme de formation de l'astéroïde Itokawa et l'ont modélisé numériquement. Ils ont trouvé que la forme d'Itokawa -(une sorte d'otarie) et la présence de gros rochers à sa surface viennent du processus même de formation. Leur résultat est paru récemment dans la revue Astronomy & Astrophysics Letter.

La faible densité volumique d'Itokawa (2 g/cc) et les images envoyées par la sonde Hayabusa (voir Fig. 1) qui en a ramené un échantillon sur Terre en 2010 suggèrent que ce petit astéroïde est un agrégat constitué de plusieurs blocs liés par leur attraction mutuelle. Mais jusqu'à présent ceci n'avait pas été démontré, et la présence observée de gros rochers à sa surface restait un mystère. En effet, ces rochers ne peuvent pas être du matériau éjecté des cratères formés par les impacts subis par l'astéroïde au cours de son histoire. D'une part ils sont trop nombreux par rapport au volume disponible dans les cratères identifiés, d'autre part ils auraient dû être éjectés à des vitesses les faisant s'échapper de l'astéroïde du fait de sa faible gravité.

Selon les modèles d'évolution collisionnelle de la Ceinture d'astéroïde, située entre Mars et Jupiter, un objet de la taille d'Itokawa doit nécessairement être un fragment d'un corps plus gros détruit par collision dans la Ceinture des astéroïdes, entre Mars et Jupiter. Les chercheurs ont modélisé numériquement la destruction d'un gros astéroïde. En particulier, ils ont simulé en détail la phase de réaccumulation gravitationnelle durant laquelle les fragments générés, du fait de leurs attractions mutuelles, peuvent se réaccumuler et former des agrégats. De telles simulations avaient été effectuées auparavant par ces mêmes auteurs et des collaborateurs suisses et avaient permis d'expliquer la formation des familles d'astéroïdes. Mais les simulations précédentes ne permettaient pas de calculer la forme des agrégats et rendaient seulement compte de leurs tailles et de leurs vitesses d'éjection car les fragments réaccumulés étaient remplacés par des sphères, par soucis de simplicité et de réduction du temps de calcul.

Les chercheurs ont récemment introduit un modèle d'agrégat rigide dans leur programme informatique sophistiqué appelé pkdgrav qui permet de calculer les interactions gravitationnelles d'un grand nombre de corps (jusqu'à plusieurs millions) et leurs éventuelles réaccumulations. Lors de la réaccumulation des fragments, ce nouveau modèle permet la formation d'agrégats non-idéalisés constitués de blocs solides de formes irrégulières. Le modèle permet ainsi aux fragments de rester liés lorsqu'ils se touchent (ou de rebondir ou encore de se fragmenter en fonction de paramètres choisis par le modélisateur), plutôt que de les remplacer par des sphères, et suit l'évolution de leurs propriétés mécaniques. Ainsi, la forme et la période de rotation des agrégats sont préservées dans ces nouvelles simulations qui nécessitent plusieurs mois de temps de calculs en utilisant plusieurs dizaines de processeurs.

En utilisant des paramètres mécaniques des agrégats tenant compte de leur résistance mécanique selon leur taille et des coefficients de rebond identiques à ceux mesurés par des expériences, les chercheurs montrent que le processus de réaccumulation lors d'une destruction d'astéroïde peut produire des agrégats dont la forme est similaire à celle d'Itokawa (voir Fig. 1). De plus, les simulations montrent que typiquement, lorsqu'un gros agrégat commencent à grossir par réaccumulation, les plus petits fragments qui sont éjectés à des vitesses initialement élevées mais qui sont suffisamment proches de cet agrégat en formation commencent à ressentir l'influence de l'attraction de sa masse croissante et finalement ralentissent et réaccumulent sur celui-ci. Les chercheurs concluent que ce mécanisme de réaccumulation tardive des plus petites composantes d'un objet formé par réaccumulation est une explication très plausible de la présence d'un grand nombre de gros rochers à la surface d'Itokawa.

Les chercheurs ont donc modélisé pour la première fois la formation d'un objet de forme identique à Itokawa et leurs résultats en accord avec l'interprétation des données de la mission Hayabusa suggérant qu'Itokawa est un agrégat. De plus, ils fournissent une explication à la présence des gros rochers à sa surface. Enfin, en changeant les paramètres mécaniques des agrégats dans les simulations, les chercheurs ont trouvé des agrégats de différentes formes, dont certaines pourraient ressembler à celles d'autres astéroïdes. Leurs travaux se poursuivront afin de vérifier la sensibilité des résultats aux différents paramètres mécaniques des agrégats et de comprendre quels paramètres conduisent à quelles formes observées. Ils pourraient ainsi contribuer à contraindre les propriétés physiques des astéroïdes en fonction de leur forme observée.

Pour en savoir plus: 

Le communiqué de presse de l'Observatoire de la Côte d'Azur

Source(s): 

Collision and gravitational reaccumulation : Possible formation mechanism of the asteroid Itokawa, Michel, P. & Richardson, Astronomy and Astrophysics Letter, 05/2013

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/4383

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La forme caractéristique de la Nébuleuse annulaire de la Lyre, le linceul lumineux autour d'une étoile mourante semblable au Soleil, en fait un objet céleste populaire qui apparaît dans de nombreux livres d'astronomie. De nouvelles observations de la Nébuleuse de la Lyre par le télescope spatial Hubble révèlent cependant une nouvelle torsion sur une nébuleuse emblématique.

Les images de Hubble offrent la meilleure vue jusqu'à présent de la nébuleuse, révélant une structure complexe. Les observations ont permis aux astronomes de construire le modèle en trois dimensions le plus précis de l'enveloppe de gaz incandescent, appelé une nébuleuse planétaire. Sur la base de nouvelles observations, l'équipe de recherche de Hubble suggère que l'anneau s'enroule autour d'une structure en forme de ballon ovale de football bleu qui dépasse des côtés opposés de l'anneau. La nébuleuse est inclinée vers la Terre de sorte que les astronomes voient l'anneau de face.

Crédit : NASA, ESA, and C.R. O'Dell (Vanderbilt University)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2013/13/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2013 J5 (Boattini)

Une nouvelle comète a été découverte par Andrea Boattini sur les images CCD obtenues le 13 Mai 2013 dans le cadre du Catalina Sky Survey. L'objet a été confirmé par les observations de R. E. Hill (Mt. Lemmon Survey), E. J. Christensen, S. M. Larson et T. Lister (Sutherland-LCOGT C), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), B. Stecklum (Karl Schwarzschild Observatory, Tautenburg), L. Bittesini, P. Fasola, E. Pettarin et F. Piani (Farra d'Isonzo), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), P. Birtwhistle (Great Shefford), A. J. Riddle, J. G. Ries (McDonald Observatory), et J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 J5 (Boattini) indiquent qu'il s'agit d'une comète non périodique à orbite parabolique avec un passage au périhélie le 12 Décembre 2012 à une distance d'environ 4,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13K25.html (MPEC 2013-K25)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 29 Novembre 2012 à une distance d'environ 4,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13L60.html (MPEC 2013-L60)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK13J050

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2013%20J5;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2013 J6 (Catalina)

Une nouvelle comète a été découverte par Richard A. Kowalski (Catalina Sky Survey) sur les images CCD obtenues le 09 Mai 2013 dans le cadre du Catalina Sky Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de F. Losse (St Pardon de Conques), N. D. Diaz (Teide Observatory), J. Jahn (SATINO Remote Observatory, Haute Provence), B. Stecklum (Karl Schwarzschild Observatory, Tautenburg), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson), H. Sato (bia iTelescope Observatory, Mayhill), J. M. Bosch (Santa Maria de Montmagastrell), A. Asami et K. Nishiyama (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS), J. De Queiroz (Sternwarte Mirasteilas, Falera), J. Camarasa (Paus Observatory, Sabadell), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), B. L. Stevens (Desert Moon Observatory), E. J. Christensen (Mt. Lemmon Survey), S. Gajdos (Modra), W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), A. J. Riddle et J. G. Ries (McDonald Observatory), et E. Viano (San Defendente).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 J6 (Catalina) indiquent qu'il s'agit d'une comète non périodique à orbite parabolique avec un passage au périhélie le 09 Avril 2013 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13L40.html (MPEC 2013-L40)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK13J060

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2013%20J6;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2013 K1 (Christensen)

Une nouvelle comète a été découverte par Eric J. Christensen sur les images CCD obtenues le 18 Mai 2013 dans le cadre du Mt. Lemmon Survey. La  nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Mayhill), W. Shaheen (Rusty Mountain Observatory, Gold Canyon), et J. G. Ries et A. J. Riddle (McDonald Observatory).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 K1 (Christensen) indiquent qu'il s'agit d'une comète non périodique à orbite parabolique avec un passage au périhélie le 29 Mai 2013 à une distance d'environ 0,9 UA du Soleil. L'orbite de la comète passe à proximité de celle de la Terre, à environ 0,05 UA, et pourrait donner lieu à un essaim météoritique lorsque la Terre atteindra ce point environ 54 jours après la comète, soit aux environs du 29 Juillet 2013.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13K26.html (MPEC 2013-K26)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 30 Mai 2013 à une distance d'environ 0,94 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13K38.html (MPEC 2013-K38)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK13K010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2013%20K1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C'est avec cette nouvelle image pour le moins spectaculaire d'une pépinière d'étoiles que l'ESO célèbre les 15 ans du Très Grand Télescope (le VLT) - l'instrument optique le plus performant au monde. Cette image révèle d'épais amas de poussières qui se détachent du nuage de gaz teinté de rose connu des astronomes sous l'appellation IC 2944. Ces tâches opaques ressemblent à des gouttes d'encre flottant à la surface d'un cocktail de fraises, leurs formes étonnantes sont le résultat de l'action de l'intense rayonnement en provenance des jeunes étoiles brillantes situées à proximité.

Le VLT capture une image d'une pépinière d'étoiles et célèbre ses quinze années d'activité - Crédit : ESO

Cette nouvelle image célèbre un anniversaire important pour le Très Grand Télescope (VLT) – ces quinze années écoulées depuis la réception de la première lumière sur le premier de ses quatre télescopiques unitaires, le 25 mai 1998. Depuis lors, les quatre télescopes géants originels ont été rejoints par quatre télescopes auxiliaires qui constituent une partie de l'interféromètre du VLT (VLTI). Le VLT est l'un des instruments astronomiques au sol les plus puissants et les plus productifs en service à l'heure actuelle. En 2012, plus de 600 articles scientifiques à comité de lecture, rédigés à partir des données produites par le VLT et le VLTI, ont été publiés (ann13009).

Les nuages interstellaires de poussières et de gaz constituent les berceaux de nouvelles étoiles jeunes et en pleine croissance. La nouvelle image montre l'un d'eux, IC 2944, sous l'aspect d'un fond d'où émerge une douce lumière rosée [1]. Cette image offre la vision la plus nette de cet objet jamais prise depuis la Terre [2]. Le nuage se situe à quelque 6500 années-lumière, dans la constellation australe du Centaure. Cette région du ciel abrite de nombreuses nébuleuses semblables à celle-ci, que les astronomes scrutent dans le moindre détail afin de mieux comprendre les mécanismes qui sous-tendent la formation stellaire.

Les nébuleuses en émission telles que IC 2944 sont principalement constituées de gaz d'hydrogène dont la teinte rouge caractéristique résulte de l'intense rayonnement en provenance de nombreuses jeunes étoiles brillantes. De ce fond lumineux se détachent nettement de mystérieux globules sombres de poussière opaque, des nuages froids baptisés Globules de Bok. Leur appellation fait référence à l'astronome Américano-Hollandais Bart Bok, qui fut le premier, dans les années 1940, à les assimiler à de potentiels sites de formation stellaire. Cet ensemble particulier constitue les Globules de Thackeray [3].

Bien souvent, les globules de Bok de plus grandes dimensions, situés dans des régions isolées, s'effondrent pour donner lieu à de nouvelles étoiles, mais ceux qui apparaissent sur cette photo sont soumis à l'intense bombardement du rayonnement ultraviolet en provenance des jeunes étoiles chaudes situées à proximité. Ils sont à la fois érodés et fragmentés, à l'image de morceaux de beurre déposés dans une poêle chaude. Il est fort probable que les Globules de Thackeray soient détruits avant qu'ils ne s'effondrent et ne forment des étoiles.

Les globules de Bok ne sont pas faciles à étudier. Leur opacité à la lumière visible rend leur structure interne difficile à observer pour les astronomes, et l'utilisation d'autres outils s'avère donc nécessaire pour percer leurs secrets – des observations dans les parties infrarouge ou submillimétrique du spectre par exemple, domaines dans lesquels les nuages de poussière apparaissent brillants en dépit de leur température, supérieure de quelques degrés seulement au zéro absolu. Les études des globules de Thackeray ont confirmé l'absence de formation d'étoiles en leur sein.

Des images de cette région du ciel ont également été obtenues dans le passé par le Télescope Spatial Hubble (opo0201a) du consortium NASA/ESA. Cette nouvelle image obtenue par l'instrument FORS qui équipe le VLT de l'ESO à l'Observatoire de Paranal au nord du Chili [4] couvre une section plus vaste du ciel que le télescope spatial Hubble et dévoile un paysage plus étendu de formation d'étoiles.

Note(s) : 

[1] La nébuleuse IC 2944 est associée à l'amas d'étoiles brillant IC 2948 et ces deux appellations sont parfois également attribuées à l'intégralité de cette région du ciel. La plupart des étoiles de cet amas lumineux apparaissent sur cette image.

[2] La résolution de l'image bleue dans cette combinaison de couleurs était supérieure à 0,5 seconde d'arc, ce qui est exceptionnellement élevé pour un télescope au sol.

[3] Ils ont été découverts depuis l'Afrique du Sud par l'astronome britannique A. David Thackeray en 1950.

[4] Cette image a été empruntée au Programme Bijoux Cosmiques de l'ESO, qui consiste à produire des images d'objets intéressants, intrigants ou bien encore attrayants visuellement au moyen des télescopes de l'ESO, à des fins d'éducation et de sensibilisation du public. Le programme utilise des temps de télescope qui ne peuvent s'inscrire dans le cadre d'observations scientifiques. Toutes les données collectées peuvent également être utilisées à des fins scientifiques et sont mises à disposition des astronomes au travers des archives scientifiques de l'ESO.

Plus d'informations : 

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

Liens :

- Programme Bijoux Cosmiques de l'ESO

- Photos du Très Grand Télescope

- Photos prises par le Très Grand Télescope

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1322/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des scientifiques utilisant des images de Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA ont estimé que la planète est bombardée chaque année par plus de 200 petits astéroïdes ou morceaux de comètes formant des cratères d'au moins 4 mètres de diamètre.

Les chercheurs ont identifié 248 nouveaux sites d'impact dans des régions de la surface martienne au cours de la dernière décennie, en utilisant des images de la sonde afin de déterminer quand les cratères sont apparus. L'estimation à l'échelle de la planète de 200 par année est un calcul basé sur le nombre trouvé dans une étude systématique d'une partie de la planète.

Exemples de cratères - Crédit : NASA/JPL-Caltech/MSSS/UA

L'instrument HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) de l'orbiteur a pris des photos des cratères récents sur des sites où les images d'avant et d'après par d'autres caméras entre crochets quand les impacts se sont produits. Cette combinaison a fourni une nouvelle façon de faire des mesures directes de la vitesse d'impact sur Mars. Cela conduira à de meilleures estimations d'âge des fonctionnalités récentes sur Mars, dont certaines peuvent avoir été le résultat du changement climatique.

«C'est excitant de trouver ces nouveaux cratères juste après qu'ils se forment", a déclaré Ingrid Daubar de l'Université d'Arizona, à Tucson, principal auteur de l'article publié en ligne ce mois-ci par la revue Icarus. "Cela vous rappelle que Mars est une planète active et nous pouvons étudier les processus qui se déroulent aujourd'hui."

Ces astéroïdes ou fragments de comètes, ne sont en général pas de plus de 1 à 2 mètres de diamètre. Des roches de l'espace trop petites pour atteindre le sol sur Terre engendrent des cratères sur Mars parce que la planète rouge a une atmosphère beaucoup plus fine.

HiRISE a ciblé les endroits où les taches sont apparues au cours du temps entre les images prises par l'instrument Context Camera (CTX) du vaisseau spatial ou des caméras sur d'autres orbiteurs. La nouvelle estimation de la fréquence de cratères est basée sur une partie des 248 nouveaux cratères détectés. Elle vient d'un contrôle systématique avec CTX d'une fraction poussiéreuse de la planète depuis fin 2006. Les impacts perturbent la poussière, créant de zones de souffle visible. Dans cette partie de la recherche, 44 sites frais d'impact ont été identifiés.

Le météore sur Chelyabinsk, en Russie, en Février était environ 10 fois plus grand que les objets qui ont creusé les récents cratères martiens.

Les estimations de la vitesse à laquelle de nouveaux cratères apparaissent servent de meilleur étalon aux scientifiques pour estimer l'âge des surfaces de paysage exposées sur Mars et d'autres mondes.

Daubar et les co-auteurs ont calculé à quelle fréquence de nouveaux cratères d'au moins 4 mètres de diamètre sont creusés. Ce taux correspond à une moyenne de un chaque année sur chaque zone de la surface de Mars d'à peu près la taille de l'État américain du Texas. Des estimations antérieures plaçaient le taux de cratères à trois à 10 fois plus de cratères par an. Elles étaient basées sur des études de cratères sur la Lune et l'âge des roches lunaires recueillies lors des missions Apollo de la NASA dans les années 1960 et au début des années 1970.

"Mars a maintenant le rythme actuel le mieux connu de formation de cratères dans le Système solaire", a déclaré Alfred McEwen, chercheur principal HiRISE de l'Université de l'Arizona, un co-auteur du papier.

Mars Reconnaissance Orbiter s'est penché sur Mars avec six instruments depuis 2006.

"La longévité de cette mission offre des opportunités merveilleuses pour étudier les changements sur Mars", a déclaré Leslie Tamppari, scientifique adjoint du projet Mars Reconnaissance Orbiter du Jet Propulsion Laboratory de la NASA à Pasadena, en Californie.

Pour voir des images des cratères, visitez: http://uahirise.org/sim

Pour plus d'informations sur HiRISE, visitez: http://hirise.lpl.arizona.edu . Pour en savoir plus sur la sonde Mars Reconnaissance Orbiter, visitez: http://www.nasa.gov/mro

http://www.nasa.gov/mission_pages/MRO/news/mro20130515.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les scientifiques ont créé la première carte topographique mondiale de la lune Titan de Saturne, donnant aux chercheurs un outil précieux pour en apprendre plus sur l'un des mondes les plus similaires à la Terre et les plus intéressants du Système solaire. La carte vient d'être publiée dans le cadre d'un article dans la revue Icarus.

Ces cartes polaires montrent la première cartographie topographique globale de la lune Titan de Saturne, utilisant les données de la mission Cassini de la NASA.

Crédit image : NASA/JPL-Caltech/ASI/JHUAPL/Cornell/Weizmann

Titan est la plus grande lune de Saturne - avec un rayon d'environ 2.574 kilomètres, elle est plus grande que la planète Mercure - et est la deuxième plus grande lune du Système solaire. Les scientifiques se soucient de Titan parce que c'est la seule lune du Système solaire connue pour avoir des nuages, des surfaces liquides et une atmosphère mystérieuse et épaisse. L'atmosphère froide est principalement d'azote, comme celle de la Terre, mais le composé organique méthane sur Titan se comporte de la même manière que le fait la vapeur d'eau sur Terre, formant des nuages et tombant comme la pluie et sculptant la surface avec des rivières. Des produits chimiques organiques, dérivés du méthane, sont présents dans l'atmosphère de Titan, les lacs et les rivières et peuvent offrir des indices sur les origines de la vie.

« Titan a une activité tellement intéressante - comme l'écoulement de liquides et le déplacement des dunes de sable - mais pour comprendre ces processus, il est utile de connaître les pentes du terrain, a déclaré Ralph Lorenz, un membre de l'équipe de radar de Cassini au Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, à Laurel, dans le Mariland, qui a dirigé l'équipe de conception de la carte. « C'est particulièrement utile à ceux qui étudient l'hydrologie et la modélisation du climat et de la météorologie de Titan, qui ont besoin de savoir s'il existe un terrain élevé ou un sol bas dirigeant leurs modèles. »

L'épaisse brume de Titan disperse la lumière de façon à rendre très difficile pour les caméras lointaines de « voir » les formes du paysage et les ombres, l'approche habituelle pour mesurer la topographie sur les corps planétaires. Pratiquement toutes les données dont nous disposons sur Titan viennent de la sonde Cassini de la NASA en orbite autour de Saturne, qui a survolé la lune près de 100 fois au cours de la dernière décennie. Sur beaucoup de ces survols, Cassini a utilisé un imageur radar, qui peut scruter à travers la brume, et les données du radar peuvent être utilisées pour estimer la hauteur de la surface.

« Avec cette nouvelle carte topographique, un des mondes les plus fascinants et les plus dynamiques de notre Système solaire ressort maintenant en 3-D, » dit Steve Wall, le chef d'équipe adjoint de l'équipe de radar de Cassini, basé au Jet Propulsion Laboratory de la NASA à Pasadena, en Californie. « Sur Terre, des rivières, des volcans et même la météo sont étroitement liées à la hauteur des surfaces - nous sommes maintenant impatients de voir ce que nous pouvons apprendre d'elles sur Titan. »

Il y a des défis, cependant. « Cassini n'est pas en orbite autour de Titan, » dit Lorenz. « Nous avons seulement mis en image près de la moitié de la surface de Titan, et plusieurs "coups d'oeil" ou observations spéciales sont nécessaires pour estimer les hauteurs de la surface. Si vous divisez Titan en carrés de 1 degré par 1 degré [latitude et longitude], seulement 11 pour cent de ces carrés ont des données de topographie en eux. »

L'équipe de Lorenz a utilisé un processus mathématique appelé "splining" (interpolation) - utilisant efficacement les surfaces lisses et courbes pour « joindre » les zones entre les réseaux de données existantes. « Vous pouvez prendre un endroit où il n'y a pas de données, regarder à quelle distance il est pour les données les plus proches et utiliser diverses approches d'étalement et d'estimation pour calculer votre meilleure supposition, » dit-il. « Si vous choisissez un point, et que tous les points à proximité sont à haute altitude, vous auriez besoin d'une raison particulière pour penser que le point serait plus bas. Nous avons mathématiquement couvert les lacunes de notre couverture. »

Les estimations correspondent avec les connaissances actuelles de la lune - que ses régions polaires sont « plus basses» que les zones autour de l'équateur, par exemple - mais relier ces points permet aux scientifiques d'ajouter de nouvelles couches pour leurs études de la surface de Titan, surtout ceux modélisant comment et où coulent les ruisseaux de Titan et la répartition saisonnière de ses précipitations de méthane. « Le mouvement des sables et l'écoulement des liquides sont influencés par les pentes, et les montagnes peuvent déclencher la formation de nuages et, par conséquent, les précipitations. Ce produit global donne maintenant aux modélistes une description pratique de ce facteur clé dans le système climatique dynamique de Titan », dit Lorenz.

Les données les plus récentes utilisées pour compiler la carte sont de 2012 ; Lorenz dit qu'il pourrait être utile de la réviser à la fin de la mission Cassini en 2017, quand plus de données auront été accumulées, remplissant certaines lacunes dans la couverture actuelle. « Nous pensons que nous ne pouvions pas attendre et devions publier un produit intermédiaire, » dit-il. « La Communauté espérait obtenir ceci depuis un certain temps. Je pense que cela stimulera beaucoup de travail intéressant. »

Pour créer la première carte topographique globale de la lune Titan de Saturne, les scientifiques ont analysé

les données du vaisseau spatial Cassini de la NASA et un processus mathématique appelé "splining".

Crédit image : NASA/JPL-Caltech/ASI/JHUAPL/Cornell/Weizmann

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-161&cid=release_2013-161img

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette magnifique nouvelle image des nuages cosmiques de la constellation d'Orion dévoile ce qui semble être un ruban flamboyant dans le ciel. Cette lueur orange représente en fait la faible lumière des grains de poussière froide interstellaire, à des longueurs d'onde bien trop grandes pour être vues par l'œil humain. Ce rayonnement est observé par le télescope APEX (Atacama Pathfinder Experiment) exploité par l'ESO au Chili.

Une image de formation stellaire dans la nébuleuse d'Orion prise par APEX - Crédit : ESO/Digitized Sky Survey 2

Les nuages de gaz et de poussière interstellaire constituent la matière première à partir de laquelle se forment les étoiles. Mais, ces fins grains de poussière nous empêchent de voir à l'intérieur et au-delà de ces nuages – tout du moins dans les longueurs d'onde visibles- rendant difficile l'observation de la formation stellaire.

C'est pour cela que les astronomes ont besoin d'instruments capables d'observer d'autres longueurs d'onde de la lumière. Dans les longueurs d'onde submillimétriques, au lieu de bloquer la lumière, les grains de poussière brillent du fait de leur température de quelques dizaines de degrés au-dessus du zéro absolu [1]. Le télescope Apex, avec sa caméra LABOCA sensible aux longueurs d'onde submillimétriques, situé à 5000 mètres d'altitude au-dessus du niveau de la mer sur le plateau ce Chajnantor, dans les Andes Chiliennes, est l'instrument idéal pour ce genre d'observation.

Cette nouvelle image spectaculaire ne montre qu'une partie d'un complexe plus important appelé le nuage moléculaire d'Orion, dans la constellation d'Orion (le chasseur). Composée d'un riche mélange de nébuleuses lumineuses, de jeunes et chaudes étoiles et de nuages de poussière froide, cette région s'étend sur des centaines d'années-lumière et se trouve à environ 1350 années-lumière de la Terre. Le rayonnement dans les longueurs d'onde submillimétriques dû aux nuages froids de poussière est vu en orange sur cette image et est superposé à une image de cette région prise dans le visible.

Le grand nuage lumineux en haut à droite de l'image est la fameuse nébuleuse d'Orion, également appelée Messier 42. Ce nuage est facile à voir à l'œil nu du fait de l'étoile qui semble légèrement floue au milieu de l'épée d'Orion. La nébuleuse d'Orion est la partie la plus brillante d'une énorme nurserie stellaire où de nouvelles étoiles sont en train de naitre. C'est aussi le lieu le plus proche de la Terre où se forment des étoiles massives.

Les nuages de poussière forment de magnifiques structures en forme de filaments, de feuillets et de bulles, fruits de divers processus parmi lesquels l'effondrement gravitationnel et les effets des vents stellaires. Ces vents sont des flux de gaz éjectés de l'atmosphère des étoiles, suffisamment puissants pour sculpter les nuages environnants et leur donner des formes alambiquées comme celles que nous voyons sur cette image.

Les astronomes ont utilisé plusieurs séries de données d'APEX, dont celles utilisées pour cette image, ainsi que des clichés de l'Observatoire Spatial Herschel de l'ESA, afin de débusquer dans la région d'Orion des protoétoiles – une des premières phases de la formation d'une étoile. Jusqu'à présent, ils ont pu identifier 15 objets plus lumineux dans les plus grandes longueurs d'onde que dans les plus courtes. Ces nouveaux et rares objets sont probablement parmi les plus jeunes protoétoiles jamais détectées, offrant la possibilité aux astronomes d'assister au moment où une étoile est en train de se former.

Note(s) : 

[1] Les objets les plus chauds émettent la majorité de leurs radiations dans les plus courtes longueurs d'onde tandis que les objets les plus froids émettent principalement dans les plus grandes longueurs d'onde. A titre d'exemple, les étoiles très chaudes (avec une température autour des 20 000 degrés Kelvin) apparaissent bleues alors que les plus froides (avec une température autour des 3 000 degrés Kelvin) semblent rouges. Et, un nuage de poussière avec une température de seulement dix degrés Kelvin a son pic d'émission dans des longueurs d'onde bien plus grandes – autour de 0,3 millimètre – dans une partie du spectre dans laquelle APEX est très sensible.

Plus d'informations : 

La recherche de protoétoiles dans cette région est présentée dans un article intitulé "A Herschel and APEX Census of the Reddest Sources in Orion: Searching for the Youngest Protostars" by A. Stutz et al., publié dans l'Astrophysical Journal.

Les observations d'APEX utilisées pour réaliser cette image ont été dirigées par Thomas Stanke (ESO), Tom Megeath (University of Toledo, USA), et Amelia Stutz (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg, Allemagne). APEX est une collaboration entre le Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR), l'Onsala Space Observatory (OSO) et l'ESO. L'exploitation d'APEX à Chajnantor est confiée à l'ESO.

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

Liens :

- Les communiqués de presse liés à cette publication :

     JPL

     MPIA

- L'article scientifique

- Photos d'APEX

- Photos prises avec APEX

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1321/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2013 J2 (McNaught)

Rob McNaught a découvert une nouvelle comète sur les images CCD obtenues le 08 Mai 2013 dans le cadre du Siding Spring Survey. L'objet a été confirmé par les observations de R. A. Kowalski (Catalina Sky Survey).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2013 J2 (McNaught) indiquent qu'il s'agit d'une comète de la famille de Jupiter avec un passage au périhélie le 26 Aout 2013 à une distance d'environ 2 UA du Soleil, et une période d'environ 8,6 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13J38.html (MPEC 2013-J38)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 23 Août 2013 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil, et une période d'environ 15,6 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13N23.html (MPEC 2013-N23)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK13J020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2013%20J2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaught compte désormais 80 comètes à son actif (68 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).

Les Grands Chasseurs de Comètes 

C/2013 J3 (McNaught)

Une nouvelle comète a été découverte par Rob McNaught sur les images CCD obtenues le 08 Mai avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de E. J. Christensen, S. M. Larson et T. Lister (Sutherland-LCOGT C), A. Chapman et N. D. Diaz (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), M. Masek, J. Cerny, J. Ebr, M. Prouza, P. Kubanek et M. Jelinek (Pierre Auger Observatory, Malargue), T. Linder et R. Holmes (via Cerro Tololo), A. Hidas (Arcadia), et H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 J3 (McNaught) indiquent qu'il s'agit d'une comète non périodique à orbite parabolique avec un passage au périhélie le 23 Mai 2013 à une distance d'environ 4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13J40.html (MPEC 2013-J40)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 22 Février 2013 à une distance d'environ 3,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13M31.html (MPEC 2013-M31)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK13J030

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2013%20J3;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaught compte désormais 81 comètes à son actif (69 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).

Les Grands Chasseurs de Comètes 

P/2013 J4 (Panstarrs)

Une nouvelle comète a été découverte le 05 Mai 2013 par les membres de l'équipe de PANSTARRS sur les images CCD obtenues avec le télescope Pan-STARRS1 de 1,8-m de Haleakala. La nature cométaire de l'objet a été confirmée, après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, grâce aux observations de R. J. Wainscoat, M. Micheli, L. Wells et D. Woodworth (Mauna Kea), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), R. S. McMillan et T. H. Bressi (LPL/Spacewatch II), et R. E. Hill (Mt. Lemmon Survey).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2013 J4 (PANSTARRS) indiquent qu'il s'agit d'une comète de la famille de Jupiter avec un passage au périhélie le 24 Juillet 2013 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil, et une période d'environ 16,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13J51.html (MPEC 2013-J51)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 04 Novembre 2013 à une distance d'environ 1,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14B85.html (MPEC 2014-B85)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK13J040

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2013%20J4;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2013 EW90 (Tenagra)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 09 Mars 2013 par P. R. Holvorcem et M. Schwartz (Tenagra II Observatory) a montré plus tard des caractéristiques cométaires lors d'observations de suivi par d'autres astrométristes. L'objet a également été identifié dans les données de Spacewatch obtenues avant la découverte, datant du 16 Février 2013.

Les éléments orbitaux de la comète P/2013 EW90 (Tenagra) indiquent qu'il s'agit d'une comète de la famille de Jupiter avec un passage au périhélie le 12 Octobre 2012 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil, et une période d'environ 8,3 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13J52.html (MPEC 2013-J52)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 11 Octobre 2012 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil, et une période d'environ 8,3 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13K38.html (MPEC 2013-K38)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK13E90W

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2013%20EW90;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Profondément à l'intérieur de l'amas stellaire des Hyades, une paire d'étoiles brûlées donnent des indices sur la présence de planètes rocheuses qui pourraient avoir tourbillonnées autour d'elles. Les débris d'astéroïdes « pleuvent » dans les ambiances chaudes de ces naines blanches. Les astéroïdes devraient être composés du même matériau qui forment les planètes telluriques et de voir des preuves d'astéroïdes soulève la possibilité de planètes de la taille de la Terre dans le même système.

Le Cosmic Origins Spectrograph de Hubble a observé du silicium et seulement de faibles concentrations de carbone dans les atmosphères des naines blanches. Le silicium est un ingrédient majeur du matériel rocheux qui constitue la Terre et d'autres planètes solides dans notre Système solaire. Les astronomes ont utilisé des modèles informatiques sophistiqués d'atmosphères de naines blanches pour déterminer les abondances des différents éléments qui peuvent être attribués aux planètes dans les données du spectrographe de Hubble.

Crédit : NASA, ESA, and J. Farihi (University of Cambridge)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2013/18/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2013 H2 (Boattini)

Une nouvelle comète a été découverte par A. Boattini sur les images CCD obtenues le 22 Avril 2013 dans le cadre du Catalina Sky Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Siding Spring), A. Hidas (Arcadia), A. Boattini (Mt. Lemmon Survey), R. H. McNaught (Siding Spring Survey), F. Losse (St Pardon de Conques), N. D. Diaz (Teide Observatory), T. Vorobjov (via Kitt Peak), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), T. Linder et R. Holmes (via Cerro Tololo), et R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 H2 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 27 Mars 2011 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 36,5 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13H45.html (MPEC 2013-H45)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 23 Janvier 2014 à une distance d'environ 7,5 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14P41.html (MPEC 2014-P41)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK13H020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2013%20H2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2013 EV9 (Spacewatch)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 02 Mars 2013 dans le cadre de Spacewatch par T. H. Bressi, J. V. Scotti, R. S. McMillan (Steward Observatory, Kitt Peak), et observé par A. Boattini (Catalina Sky Survey), H. B. Zhao, B. Li, H. Lu, Y. Xia, R. Q. Hong, et L. F. Hu (Purple Mountain Observatory, XuYi Station), et par le Palomar Transient Factory (PTF), a montré des caractéristiques cométaires fin Avril 2013 lors d'observations par H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring/via iTelescope Observatory, Mayhill), qui ont été confirmées par les observations de T. Vorobjov (Kitt Peak), A. Watkins (Mount Lemmon SkyCenter), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), et B. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro).

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13J07.html (MPEC 2013-J07)

Andrew Lowe a retrouvé l'objet dans des données obtenues en Février 1996 et Juin 2005 par Spacewatch, en Mai 2005 par le Catalina Sky Survey, et également en mai 2005 par NEAT, et signale que l'orbite de la comète montre un bon nombre de passages à 0,4-0,5 UA de Jupiter entre 1600 et 2400.

Les éléments orbitaux de la comète P/2013 EV9 (Spacewatch) indiquent un passage au périhélie le 07 Avril 2013 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil, et une période d'environ 8,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13J10.html (MPEC 2013-J10)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK13E09V

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2013%20EV9;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2013 EV9 (Spacewatch) a reçu la dénomination définitive de 283P/Spacewatch en tant que 283ème comète périodique numérotée.

P/2007 H1 = 2013 J1 (McNaught)

La comète P/2007 H1 (McNaught), découverte initialement le 17 Avril 2007 par Rob McNaught et observée pour la dernière fois le 31 Janvier 2009, a été retrouvée par J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II) sur les images CCD obtenues les 01 et 02 Mai 2013 avec le télescope Spacewatch de 1.8-m f/2.7.

Les éléments orbitaux de la comète P/2007 H1 = 2013 J1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 02 Septembre 2014 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil, et une période d'environ 7,04 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13J14.html (MPEC 2013-J14)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK07H010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2013%20J1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2007 H1 = 2013 J1 (McNaught) a reçu la dénomination définitive de 284P/McNaught en tant que 284ème comète périodique numérotée.

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 de chercheurs franco-québecoise, dont des chercheurs de l'IPAG (CNRS/UJF/OSUG) a réalisé la première image d'une probable exoplanète située autour d'une étoile double à une distance compatible avec une formation de type planétaire. La découverte de ce compagnon de 12 à 14 fois la masse de Jupiter et dont le couple d'étoiles hôtes est faiblement massif est peu compatible avec les modèles traditionnels [1] et vient soutenir la théorie alternative de formation planétaire par instabilité dans le disque [2]. Ces résultats sont publiés le 30 avril en couverture de la revue Astronomy & Astrophysics.

2MASS0103AB(b) a été détecté dans l'infrarouge à l'aide de l'instrument NACO installé sur le Very Large Telescope au Chili. Les mesures de spectrométrie et d'astrométrie révèlent un système binaire âgé de 30 millions d'années, dont le compagnon a une masse entre 12 et 14 fois celle de Jupiter et orbite à 84 UA (environ  12,5 milliards de kilomètres), et dont les étoiles hôtes sont faiblement massives (respectivement 0,19 et 0,17 fois la masse du Soleil) soit à elles deux un tiers de la masse solaire. Le compagnon a une masse qui équivaut à 3.6 % de la masse de ses étoiles-hôtes, ce qui est important pour une exoplanète (Jupiter fait 0.1 % de la masse du Soleil), mais qui est bien moindre de ce qu'on attendrait si ce compagnon s'était formé comme la troisième composante d'un système stellaire triple. Par ces caractéristiques (couleurs, séparation projetée inférieure à 100 UA, rapport de masse), on ne connaît pas d'analogue à 2M0103AB(b).

2MASS0103(AB)b : images obtenue à l'aide de l'instrument NACO sur le VLT. © P. Delorme et al.

La masse estimée de l'objet, entre 12 et 14 fois celle de Jupiter, se situe dans la fourchette à la frontière entre la définition d'une planète (en dessous de 13 masse de Jupiter) et celle d'une naine brune (au dessus). Indépendamment de sa masse exacte, il est toutefois plus probable que l'objet se soit formé comme une planète, dans un disque autour de ses étoiles-hôtes, que comme une naine brune selon un processus de formation stellaire.

En effet, ces caractéristiques physiques atypiques soulèvent la question du scénario de formation d'un tel système. Pour les auteurs, un scénario de formation planétaire par accrétion autour d'un noyau solide, modèle majoritairement convoqué pour expliquer la formation des planètes du Système Solaire, est très probablement exclu dans ce cas. En effet, la séparation est trop grande pour une formation in situ et le rapport de masse frôle le maximum d'un disque protoplanétaire. A l'opposé, ce compagnon est trop peu massif pour être compatible avec les modèles de formation stellaire, qui ont nature à former des objets massifs comme le Soleil, mais peinent à former des objets d'une dizaine de fois la masse de Jupiter, et a fortiori de tels membres de systèmes multiples si rapprochés. Quelques objets de masse planétaire en orbite autour d'étoiles binaires sont connus, mais leur séparation bien supérieure à 100 UA autorise l'hypothèse d'une formation stellaire, notamment par capture. Une théorie de formation planétaire relativement récente, et encore controversée, celle de la formation par instabilité gravitationnelle dans un disque circumstellaire, expliquerait toutefois plus naturellement les propriétés de 2MASS0103AB(b) et de ses étoiles-hôtes. Cette découverte fournit l'un des plus forts indices observationnels pour soutenir cette théorie alternative de formation de planètes géantes, ouvrant de nouvelles perspectives sur notre compréhension des mécanismes de la formation planétaire.

Note(s) : 

[1] de formation stellaire et planétaire

[2] Pour en savoir plus sur ce modèle de formation planétaire par instabilité gravitationnelle dans le disque : http://www.docstoc.com/docs/101264266/Can-Gas-Giant-Planets-Form-by-Gravitational-Instabilities-in-Disks | http://www.psc.edu/science/quinn.html

Référence :

- Direct-imaging discovery of a 12–14 Jupiter-mass object orbiting a young binary system of very low-mass stars, P. Delorme et al., Astronomy & Astrophysics, 05/2013

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/4366

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Aux confins du Système solaire, à des milliards de kilomètres du Soleil, l'exploration des objets primordiaux progresse. Grâce à l'observatoire spatial Herschel, de l'Agence spatiale européenne (ESA), une équipe du Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique - LESIA  de l'Observatoire de Paris obtient des données plus précises et inédites sur neuf objets primitifs, transneptuniens et Centaures, du Système solaire extérieur.

Les objets transneptuniens (OTN) et les Centaures sont des petits corps glacés en orbite autour du Soleil. Ils évoluent aux confins du Système solaire, au-delà de Neptune pour les uns et entre Jupiter et Neptune pour les autres. Ce sont les corps les plus primitifs connus du Système solaire. Il y a une vingtaine d'années, on ne savait rien d'eux. Les techniques de détection n'étaient alors pas suffisamment avancées. Depuis leur découverte marquante en 1992, plus de 1600 de ces objets ont été détectés à ce jour et l'on estime qu'il en existe plus de 30.000 d'une taille supérieure à 100 km. À travers leur étude, l'enjeu est une meilleure compréhension de la composition de la nébuleuse primitive et des processus à l'œuvre dans les premiers temps de l'histoire du Système solaire.

La caractérisation des objets transneptuniens et Centaures constitue un axe de recherche du Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique – LESIA de l'Observatoire de Paris. Ainsi, le département scientifique s'est impliqué dans un programme clé  de Herschel dédié à l'observation de ces objets à l'aide de deux instruments : les photomètres imageurs Photodetecting Array Camera and Spectrometer - PACS et Spectral and Photometric Imaging Receiver - SPIRE .

Un article à paraître dans la revue scientifique Astronomy and Astrophysics révèle des données inédites sur neuf objets, les plus brillants observés dans ce programme. Ils appartiennent à différentes classes dynamiques. L'échantillon comprend notamment : la planète naine Haumea, deux transneptuniens parmi les plus gros (Orcus et Quaoar), et les deux plus grands Centaures connus à ce jour (Chiron et Chariklo). Les données acquises permettent de mesurer avec une précision inégalée et dans un domaine spectral jamais encore observé leur taille, leur pouvoir de réflexion de la lumière solaire (albédo) et leurs propriétés thermophysiques.

Quaoar, découvert en 2002, est un objet de la population classique des transneptuniens. Il a un petit satellite, Weywot. Les observations de Herschel, combinées à celles du télescope Spitzer de la NASA, ont permis une mesure plus précise de leur taille : Quaoar affiche un diamètre de 1070±38 km et son satellite, un diamètre beaucoup plus petit de 81±11 km. Une densité d'environ 2,2 g/cm³ (comparable à celle de Pluton) en a été déduite, invalidant une estimation antérieure très élevée à 4,2 g/cm³. Elle indique la présence d'abondantes quantités de matériaux rocheux alors que la surface est riche en glace d'eau.

Orcus de son coté est un objet de type « plutino » : le demi-grand axe de son orbite autour du Soleil est le même que celui de la planète naine Pluton. Il est aussi doté d'un satellite, Vanth. Les données de Herschel ont permis de déduire la taille d'Orcus : 917±17 km, et de Vanth : 276±17 km. L'albédo avoisine 23% et la densité 1,53±0,15 g/cm³. Cette dernière indique la présence d'une forte abondance de glace d'eau à l'intérieur d'Orcus.

Pour la planète naine Haumea, il a été confirmé qu'elle possèdait une taille comprise entre 1180 et 1308 km et une forte valeur d'albédo : 80 %.

Un résultat marquant obtenu lors de ce programme est que ces petits corps apparaissent de plus en plus « froids » aux grandes longueurs d'onde. Ceci s'interprète par le fait que ces radiations proviennent du sous-sol, et non de la surface elle-même. Les matériaux enfouis en profondeur reçoivent moins de rayonnement solaire pour les chauffer. Et le regard particulier du télescope Herschel donne accès à de nouvelles régions d'ordinaire inobservables en lumière visible classique.

Depuis un peu plus de vingt ans, la découverte et la caractérisation d'une vaste population d'objets glacés qui évoluent dans les régions externes du Système solaire constituent un domaine à la pointe de la recherche en planétologie. Herschel apporte sa pierre à l'édifice. Il l'éclaire d'un jour nouveau, infrarouge et froid.

Note(s) : 

[1] Le Laboratoire d'Études Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique – LESIA est un département de l'Observatoire de Paris. Il est associé au CNRS, à l'université Pierre et Marie Curie - UPMC et à l'université Paris Diderot.

[2] Sous l'intitulé "TNOs are Cool: a survey of the Transneptunian region", ce programme de Herschel a consacré 370 heures à l'observation de 130 objets au total.

[3] Les instruments PACS et SPIRE ont fourni chacun des mesures de flux dans le submillimétrique, à trois longueurs d'onde dans le domaine 70 - 500 micron, de ces objets célestes  froids, dont la température de surface est d'environ 40 K (-233 C). Tous les objets ont été observés avec PACS à 70, 100, et 160 micron, et seuls, les plus brillants, avec SPIRE à de plus grandes longueurs d'ondes (250, 350, et 500 micron).

Référence :

- TNOs are Cool: A survey of the Trans-neptunian region. VIII. Combined HERSCHEL PACS and SPIRE observations of 9 bright targets at 70-500 micron, P. Santos-Sanz et al., Astronomy & Astrophysics, 04/2013

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/4321

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope danois de 1,54 mètre installé à l'Observatoire La Silla de l'ESO au Chili a réalisé une image saisissante de l'objet NGC 6559, qui témoigne de l'anarchie qui règne lorsque des étoiles se forment au sein d'un nuage interstellaire.

La région NGC 6559 de formation d'étoiles - Crédit : ESO

NGC 6559 est un nuage de gaz et de poussière situé à environ 5000 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Sagittaire. La région brillante recèle un objet de dimensions relativement modestes, quelques années-lumière de diamètre à peine, comparées à la centaine d'années-lumière sur laquelle s'étend sa célèbre voisine, la Nébuleuse de la Lagune (Messier 8, eso0936). Bien qu'elle soit généralement occultée au profit de son éminente voisine, NGC 6559 occupe une place prépondérante dans cette nouvelle image.

Le gaz présent dans les nuages de NGC 6559, principalement de l'hydrogène, constitue la matière première pour la formation d'étoiles. Lorsqu'une région de cette nébuleuse concentre suffisamment de matière, elle commence à s'effondrer sous l'effet de sa propre gravité. Le centre du nuage se condense et voit sa température augmenter jusqu'à ce que des réactions de fusion thermonucléaires s'enclenchent et qu'une étoile naisse. Les atomes d'hydrogène s'assemblent pour former des atomes d'hélium, l'énergie évacuée constituant la source de luminosité de l'étoile.

Ces jeunes étoiles chaudes et brillantes, nées du nuage, excitent le gaz d'hydrogène encore présent dans la nébuleuse environnante [1]. Le gaz réémet ensuite cette énergie, faisant apparaître le nuage filiforme brillant avec une couleur rouge près du centre de l'image. Cet objet constitue une nébuleuse en émission.

Mais NGC 6559 n'est pas simplement constituée de gaz d'hydrogène. Elle contient également des grains de poussière constitués d'éléments plus lourds tels le carbone, le fer ou le silicium. La zone bleuâtre située à proximité de la nébuleuse en émission de couleur rouge témoigne de la diffusion, par les microparticules de la nébuleuse, et dans de multiples directions, de la lumière émise par les étoiles nouvellement formées. Ce type d'objet, baptisé nébuleuse par réflexion par les astronomes, apparaît généralement de couleur bleue, domaine de longueur d'onde dans lequel la diffusion est plus efficace [2].

Dans les régions de forte densité, la poussière bloque complètement le passage de la lumière. De telles régions apparaissent en bas à gauche et en bas à droite de l'image sous la forme de tâches sombres et isolées et de filaments tortueux. Pour savoir ce qui se trouve au-delà des nuages, il suffirait que les astronomes observent la nébuleuse à de plus grandes longueurs d'onde, qui ne sont pas absorbées.

La Voie Lactée figure à l'arrière-plan de l'image sous la forme de nombreuses étoiles plus âgées, de couleur jaune. Certaines d'entre elles apparaissent moins brillantes et plus rouges en raison des poussières de NGC 6559.

Cette image surprenante d'étoiles en formation a été acquise par la caméra du spectrographe danois dédié aux objets faiblement lumineux (DFOSC) installé sur le télescope danois de 1,54 mètre à La Silla au Chili. Ce télescope national, utilisé à La Silla depuis 1979, a récemment été rénové pour devenir un télescope télécommandé à la pointe de la technologie.

Note(s) : 

[1] Ces jeunes étoiles sont généralement de type spectral O ou B, et leur température de surface est comprise entre 10 000 et 60 000K. Elles émettent de grandes quantités d'énergie sous forme de lumière ultraviolette qui ionise les atomes d'hydrogène environnants.

[2] La diffusion Rayleigh, qui doit son nom au physicien britannique Lord Rayleigh, se produit lorsque des particules de matière de taille nettement inférieure à la longueur d'onde de la lumière incidente diffusent cette lumière. Elle est très efficace aux courtes longueurs d'onde correspondant à l'extrémité bleue de la partie visible du spectre de lumière, et donne lieu à une lumière bleuâtre diffuse. Ce même mécanisme explique la couleur bleue d'un ciel diurne dépourvu de nuages.

Plus d'informations : 

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

Liens :

- Photos du télescope danois

- Photos prises avec le télescope danois

- Communiqués de Presse de l'ESO relatifs aux résultats obtenus grâce au télescope danois

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1320/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des géants glissements de terrain, des coulées de lave et des forces tectoniques sont derrière cette scène dynamique capturée récemment par Mars Express de l'ESA d'une région marquée par le plus grand volcan du Système solaire, Olympus Mons.

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

L'image a été prise le 23 Janvier par la caméra stéréo haute résolution de la sonde et se concentre sur une région appelée Sulci Gordii, qui se trouve à environ 200 km à l'est d'Olympus Mons.

Sulci Gordii est un dépôt en « auréole » – du Latin pour « cercle de lumière » – et est un des nombreux qui forment un anneau brisé autour du volcan géant, comme suggéré dans la carte de contexte.

Les auréoles racontent l'histoire de l'effondrement catastrophique des flancs inférieurs d'Olympus Mons dans son passé lointain. Aujourd'hui, elle restent là avec des bords de falaises abruptes qui s'élèvent à 2 km au-dessus des plaines environnantes.

L'effondrement a été provoqué par l'affaiblissement dans les roches soutenant l'édifice volcanique, peut-être influencé par l'eau sous la surface. Lors de l'effondrement, des débris rocheux ont glissé sur des centaines de kilomètres de la plaine volcanique, donnant lieu à l'auréole de texture rugueuse vu aujourd'hui.

De similaires avalanches de débris sont également vus entourant certains volcans sur Terre, notamment le Mauna Loa à Hawaii, qui, comme Olympus Mons est un volcan « bouclier » à faces lisses construit à partir de coulées de lave successives.

Les plaines lisses qui entourent Sulci Gordii suggèrent que le glissement de terrain massif fut plus tard partiellement enseveli par des coulées de lave. En effet, de faibles contours d'anciennes coulées de lave peuvent être vus en zoomant dans la partie supérieure du centre-gauche de l'image à haute résolution.

La caractéristique à l'apparence ondulée de «sillons» - un terme géologique utilisé pour décrire des collines et des vallées à peu près parallèles sur Mars - probablement entraînée pendant le glissement de terrain en tant que matériau a glissé loin du volcan et est devenue compressée ou étirée lorsqu'elle a voyagé à travers la surface. Au fil du temps, l'érosion des matériaux plus faibles entre les pics a accentué cet effet.

L'effet d'ondulation est mieux vu dans les vues rapprochées en perspective. Un zoom sur ces images révèle que les collines et les crêtes sont également couvertes par la fine poussière chassée par le vent et que de nombreux petits glissements de terrain ont eu lieu sur les côtés des vallées entre elles.

De même, sur une inspection minutieuse des plaines lisses, des ondulations subtiles dans la couverture de la poussière martienne peuvent être vues. Ici, les minces dunes ondulantes ont été modelées par le vent dominant.

Canaux et fractures dans Sulci Gordii

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

De nombreux canaux sinueux et des réseaux de fractures en escalier sillonnent également la scène, en particulier à l'extrémité sud (gauche) de l'image principale et en gros plan dans la vue en perspective ci-dessus. Les canaux varient en longueur de 50 km environ à 300 km et ont été probablement élargis par des coulées de lave de courte durée, ou peut-être même par de l'eau.

Une vue impressionnante sur le côté gauche de la vue en perspective est un chenal sinueux qui est soudainement tronqué par une faille tectonique. Un autre canal qui traverse l'avant-plan au centre a clairement une histoire complexe de fracturation.

Topographie de Sulci Gordii

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

Dans le terrain plus rugueux vers le sud (centre-droit supérieur de l'image principale), les forces tectoniques ont déchiré la croûte martienne, plus clairement visible sur la carte topographique en couleurs.

En étudiant les zones complexes comme celle-ci et en les comparant à des exemples similaires ici sur Terre, les planétologues en apprennent plus sur les processus géologiques qui ont dominé Mars dans le passé, quand c'était une planète active.

Tout comme sur Terre, la scène à Sulci Gordii nous dit que les volcans peuvent souffrir d'effondrements spectaculaires qui transportent de grandes quantités de matériel sur des centaines de kilomètres, où il est ensuite sculpté par le vent, l'eau et les forces tectoniques.

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie