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Nouvelles du Ciel de Mai 2014 |
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Nouvelles du Ciel de Mai 2014 |
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Sources
ou Documentations non francophones
Sources ou
Documentations en langue française
Nuages noirs sur Ciel des Hommes : Si vous souhaitez que Ciel des Hommes vive et continue d'ouvrir chaque jour pour vous une nouvelle fenêtre sur l'Univers, n'hésitez pas à apporter votre aide de façon très concrète, en souscrivant des « abonnements de soutien ».
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L'astronaute de l'ESA Alexander Gerst rejoint la Station spatiale
internationale : Un véhicule Soyouz a décollé du cosmodrome
de Baïkonour au Kazakhstan la nuit dernière pour s'amarrer à
l'ISS aux premières heures de la matinée. À son bord se
trouvaient l'astronaute de l'ESA Alexander Gerst et ses deux collègues
de l'Expédition 40/41, le Russe Maxim Surayev et l'Américain
Gregory Reid Wiseman. Tous trois vont passer les six prochains mois
dans l'espace et démontrer l'importance que revêt la coopération
internationale dans le domaine spatial. Il s'agira du troisième
séjour d'un astronaute allemand à bord de l'ISS et de la sixième
mission de longue durée pour un astronaute de l'ESA. Le Soyouz TMA-13M
a quitté Baïkonour à 19h57 TU (21h57 heure de Paris)
le 28 mai et a atteint son orbite neuf minutes plus tard. Après
avoir fait quatre fois le tour de notre planète, il s'est amarré
au module Rassvet de la Station. L'amarrage a eu lieu comme prévu
à 01h44 TU (03h44 heure de Paris) et l'écoutille s'est ouverte
à 03h52 TU (05h52 heure de Paris). Les arrivants ont été
accueillis par les cosmonautes russes Alexander Skvortsov et Oleg Artemyev et
l'astronaute de la NASA Steven Swanson, membres de l'Expédition 39/40,
avec lesquels ils travailleront.
Le nuage de formation stellaire du « Serpent »
élabore de nouvelles étoiles : Les étoiles qui commencent
à peine à se regrouper des bandes froides de poussière
et de gaz sont présentées dans cette image du télescope
spatial Spitzer de la NASA et de l'étude Two Micron All Sky Survey (2MASS).
La lumière infrarouge a reçu des couleurs que nous voyons avec
nos yeux, révélant de jeunes étoiles en orange et jaune
et une parcelle centrale de gaz en bleu. Ce secteur est caché dans les
vues en lumière visible, mais la lumière infrarouge peut voyager
à travers la poussière, offrant un coup d'oeil à l'intérieur
de l'écloserie stellaire.
Les couchers de Soleil sur Titan révèlent la
complexité des exoplanètes brumeuses : Les chercheurs travaillant
avec les données de la mission Cassini de la NASA ont mis au point une
nouvelle façon de comprendre les atmosphères des exoplanètes
en utilisant la lune Titan enveloppée de smog de Saturne comme une doublure.
La nouvelle technique montre la forte influence que le ciel brumeux pourrait
avoir sur notre capacité à en savoir plus sur ces mondes extraterrestres
en orbite autour d'étoiles lointaines.
INTRUS 2014 KC45, un astéroïde de type Apollo
d'environ 4 mètres de diamètre, observé pour la première
fois le 27 Mai 2014 à 08h42 UTC dans le cadre du Catalina Sky Survey,
et annoncé par la circulaire MPEC 2014-K60 du 28 Mai, passe le 28 Mai 2014 vers 08h10 UTC
(<1 mn) à une distance d'environ 81.900 km ou environ 0,23 LD (1 LD
= Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km) de la surface de notre planète.
Quelques heures plus tard, le 28 Mai à 18h14 UTC (<1 mn) , l'objet
passe à 0,67 LD (~254.750 km) de la surface de la Lune.
L'activité des Cameleopardalides(CAM) a été
bien faible que prévue par les différents modèles des prévisionnistes.
Le 24 Mai, comme annoncé, la Terre a traversé un flot de débris
laissés par la comète 209P/LINEAR, et la rencontre a produit un
certain nombre de météores. Toutefois, contrairement à
certaines prévisions, la pluie n'a pas été exceptionnelle.
D'après les rapports d'observations reçus par l'IMO provenant
de 45 observateurs différents répartis dans 22 pays, portant sur
120 cameleopardalides rapportées en 134 intervales de temps, et en supposant
un index de population de r = 2.0, le ZHR maximum a été
estimé à 15. Une courte augmentation d'activité a bien
été enregistrée vers 06h54 TU le 24 Mai 2014. [données
rectifiées en date du 02 Juin 2014 à 08h45 UTC]
Les données radio mettent en évidence un pic bien plus marqué, avec un maximum vers 07h30 TU.
La plupart des prévisionnistes avaient signalé que la pluie pourrait être moins importante, dépendant de la quantité de débris sur la trajectoire de la Terre. La comète parent, 209P/LINEAR, est faible et produit actuellement seulement une petite quantité de poussière, ce qui explique probablement ce rendez-vous un peu décevant. Neanmoins, il faut reconnaitre que les prévisionnistes avaient prédit l'apparition d'une pluie de météores jamais vue auparavant, avec un timing presque parfaitement correct. Seuls les taux annoncés étaient trop importants. Une telle prévision n'était pas possible il y a seulement vingt ans, avant l'apparition de modèles de flux de poussières basés sur la physique.
Les origines de notre Univers ne sont plus très loin
! Jamais nous en avons su autant sur les origines de notre univers. Retour
sur la première détection annoncée des ondes gravitationnelles
primordiales par l'équipe de la collaboration Bicep2 et sur les résultats
de la mission Planck de l'ESA, toutes deux lancées dans une vaste traque
de ces ondes. Celle-ci prend déjà forme à Pise en Italie
en attendant d'être menée dans l'espace par le biais de la mission
LISA.
Un saupoudrage de cratères au pôle Sud de la Lune
: une mosaïque de SMART-1 de l'ESA montre le pôle Sud de la Lune
parsemé de cratères dans la chaleur de l'été lunaire.
Comètes P/2007 RJ236 = 2014 K2 (Lemmon-Panstarrs), C/2014 F3 (Sheppard-Trujillo), C/2013 UQ4 (Catalina)
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P/2007 RJ236 = 2014 K2 (Lemmon-Panstarrs) Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images CCD obtenues le 21 Mai 2014 avec le télescope Pan-STARRS 1, laquelle a été confirmée grâce aux observations de R. J. Wainscoat, M. Micheli et L. Wells (Mauna Kea) obtenues le 22 Mai. L'objet a également été identifié dans les observations de Pan-STARRS du 29 Avril 2014.
La nouvelle comète a été reliée à un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 13 Septembre 2007 par E. C. Beshore dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, repertorié comme tel sous la dénomination de 2007 RJ236, et observé également les 15 et 18 Septembre 2007 par J. J. Sanborn et B. A. Skiff (Lowell Observatory-LONEOS) et le 02 Octobre 2007 par R. H. McNaught (Siding Spring Survey). L'objet a également été relié à des observations faites le 16 Août 2007, par l'équipe du Purple Mountain Observatory, XuYi Station.
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 RJ236 = 2014 K2 (Lemmon-Panstarrs) indiquent un passage au périhélie le 30 Avril 2016 à une distance d'environ 3,2 UA du Soleil, et une période d'environ 8,8 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.
Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2007 RJ236 = 2014 K2 (Lemmon-Panstarrs) a reçu la dénomination définitive de 302P/Lemmon-Panstarrs en tant que 302ème comète périodique numérotée.
C/2014 F3 (Sheppard-Trujillo) Les observations de suivi par S. S. Sheppard les 22 et 23 Mai 2014 d'un objet découvert par S. S. Sheppard et C. Trujillo le 27 Mars 2014 avec le télescope CTIO de 4.0-m de Cerro Tololo ont montré que cet objet avait des caractéristiques cométaires.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2014 F3 (Sheppard-Trujillo) indiquent un passage au périhélie le 29 Juillet 2021 à une distance d'environ 5,5 UA du Soleil, et une période d'environ 58,8 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Mai 2021 à une distance d'environ 5,6 UA du Soleil, et une période d'environ 60,8 ans.
C/2013 UQ4 (Catalina) Les observations effectuées par Artyom Novichonok
et Taras Prystavski (via Telescope observatory,
La comète C/2013 UQ4 (Catalina) circule sur une orbite rétrograde avec une période d'environ 470 ans et un périhélie à 1,1 UA le 05 Juillet 2014. Elle passera à proximité de la Terre le 10 Juillet 2014, à environ 0,315 UA soit à environ 47 millions de kilomètres de notre planète. Très peu active actuellement, elle pourrait devenir un objet très brillant, voire devenir visible à l'oeil nu, lors de son passage au plus de la Terre si son activité se rèvèlait plus importante.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Le mastodonte stellaire s'autodétruit en une supernova
de type IIb : Pour la première fois, des scientifiques ont une confirmation
directe qu'une étoile Wolf-Rayet - située à 360 millions
d'années-lumière dans la constellation du Bouvier (Bootes)
- est morte dans une violente explosion, connue comme une supernova de Type
IIb. En utilisant le pipeline du iPTF (intermediate Palomar Transient Factory),
des chercheurs Weizmann Institute of Science d'Israël dirigée par
Avishay Gal-Yam ont capturé la supernova SN 2013cu à quelques
heures de son explosion. Ils ont alors déclenché les télescopes
au sol et les télescopes spatiaux pour observer l'événement
environ 5,7 heures et 15 heures après son autodestruction. Ces observations
fournissent un aperçu précieux de la vie et la mort de l'ancêtre
Wolf-Rayet.
Amas de galaxies très éloigné confirmé
: Une nouvelle recherche d'une équipe dirigée par Andrew Newman
de Carnegie a confirmé la présence d'un amas de galaxies exceptionnellement
lointain, JKCS 041. L'équipe a utilisé le télescope spatial
Hubble pour capturer des images nettes du distant amas et pour diviser la lumière
des étoiles des galaxies en ses couleurs constituantes, une technique
connue sous le nom de spectroscopie. Ils ont trouvé 19 galaxies exactement
à la même grande distance de 9,9 milliards d'années-lumière,
signe révélateur d'un premier amas de galaxies.
Révélant la structure complexe d'écoulement
de la binaire UY Aurigae : Une équipe internationale d'astronomes,
dirigée par le Dr. Tae-so Pyo (Subaru télescope, NAOJ), a révélé
une structure compliquée d'écoulement dans la binaire UY Aur (Aurigae).
L'équipe a observé la binaire à l'aide de l'instrument
NIFS (Near-Infrared Integral Field Spectrometer) du Gemini North avec le système
d'optique adaptative Altair. L'équipe a constaté que l'étoile
principale a une sortie large, ouverte, tandis que l'étoile secondaire
a un jet bien collimaté.
Comètes C/2014 J1 (Catalina), P/2001 BB50 = 2014 K1 (LINEAR-NEAT)
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C/2014 J1 (Catalina) Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 09 Mai 2014 sur les images CCD obtenues par R. J. Sanders dans le cadre du Catalina Sky Survey a revélé sa nature cométaire lors de son suivi pour confirmation par de nombreux autres observateurs, après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2014 J1 (Catalina) indiquent un passage au périhélie le 13 Juin 2014 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 20 Juin 2014 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil, et une période d'environ 25,5 ans.
P/2001 BB50 = 2014 K1 (LINEAR-NEAT) La comète P/2001 BB50 (LINEAR-NEAT), observée pour la dernière fois le 18 Juin 2001, a été retrouvée par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images CCD obtenues le 17 Mai 2014 avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii, USA). La comète a également été identifiée sur des images obtenues le 01 Mars 2014 par A. Wulff (SATINO Remote Observatory, Haute Provence).
S. Pravdo, K. Lawrence, et E. Helin (Jet Propulsion Laboratory) avaient rapporté la découverte d'une comète sur les images CCD obtenues le 20 Mars 2001 avec le télescope NEAT de 1,2-m à Haleakala (Hawaii, USA). Tim B. Spahr, du Minor Planet Center, avait relié tout d'abord ce nouvel objet avec un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert par LINEAR le 18 Mars 2001 et ensuite avec l'astéroïde 2001 BB50 observé les 21 et 26 Janvier 2001 par LINEAR.
Les éléments orbitaux de la comète P/2001 BB50 = 2014 K1 (LINEAR-NEAT) indiquent un passage au périhélie le 01 Septembre 2014 à une distance d'environ 2,3 UA du Soleil, et une période d'environ 13,7 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.
Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2001 BB50 = 2014 K1 (LINEAR-NEAT) a reçu la dénomination définitive de 301P/LINEAR-NEAT en tant que 301ème comète périodique numérotée.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Un amas d'étoiles dans le sillage de La Carène
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Cette nouvelle image haute en couleurs acquise par le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres de l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili montre l'amas d'étoiles NGC 3590. Les étoiles de cet amas brillent intensément, se détachant nettement du fond du ciel constitué de sombres nuages de poussière et de magnifiques nuages de gaz incandescent. Ce petit rassemblement stellaire fournit aux astronomes de précieuses informations relatives à la formation et l'évolution de ces étoiles – ainsi qu'à la structure des bras spiraux de notre galaxie.
Image très colorée de l'amas d'étoiles NGC 3590 - Crédit : ESO/G. Beccari
NGC 3590 est un amas ouvert d'étoiles de faibles dimensions situé à environ 7500 années lumière de la Terre, dans la constellation de La Carène (La Quille). Agé de quelque 35 millions d'années, il est constitué de douzaines d'étoiles faiblement liées entre elles par la gravitation.
Ce bel amas regorge d'informations utiles aux astronomes. L'étude de cet amas particulier – et d'autres situés à proximité, permet aux astronomes de mieux connaître les propriétés du disque spiral de notre galaxie, la Voie Lactée. NGC 3590 occupe le segment le plus étendu d'un bras spiral, visible depuis la Terre : le bras spiral de la Carène.
La Voie Lactée est constituée de plusieurs bras spiraux, ou longs filaments incurvés de gaz et d'étoiles qui s'étirent depuis le centre galactique. Les deux bras principaux renferment une riche population d'étoiles, les deux autres, qualifiés de secondaires, sont nettement moins peuplés en revanche. Les bras spiraux les plus peuplés se voient en direction des constellations qui ont donné leur nom aux bras en question [1]. Ainsi donc, vue depuis la Terre, le bras spiral de la Carène désigne une région très riche en étoiles qui se situe dans le bras secondaire baptisé bras Sagittaire-Carène.
L'appellation de ce bras – La Carène ou La Quille, reflète la réalité observée. Ces bras spiraux sont en effet des ondes de gaz et d'étoiles qui balaient le disque galactique et déclenchent de flamboyants sursauts de formation d'étoiles, laissant des amas tel NGC 3590 dans leur sillage. La détection et l'observation de jeunes étoiles – telles celles de l'amas NGC 3590, permet de mesurer les distances séparant les différentes régions du bras spiral, et donc de mieux appréhender sa structure.
Typiquement, les amas ouverts sont constitués de quelques dizaines à plusieurs milliers d'étoiles. Ils fournissent aux astronomes de précieuses informations relatives à l'évolution stellaire. Les étoiles constituant des amas tel NGC 3590 se sont formées à une époque semblable à partir d'un même nuage de gaz. Ces amas permettent donc de tester les théories de formation et d'évolution stellaire.
Cette image acquise par l'Imageur à grand champ (WFI) qui équipe le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres installé à La Silla, montre l'amas ainsi que les nuages de gaz qui l'entourent. Des nuages dont les teintes rouges-orangées résultent des multiples interactions avec le rayonnement issu des étoiles chaudes situées dans le voisinage. Sur cette image panoramique acquise par WFI figure également un grand nombre d'étoiles beaucoup plus lointaines.
L'obtention de cette image a nécessité de multiples observations effectuées au moyen de divers filtres capturant chacun une couleur de la scène. Cette image résulte de la combinaison d'images acquises dans les régions visible et infrarouge du spectre électromagnétique, et de l'utilisation d'un filtre spécial collectant la seule lumière émise par le gaz d'hydrogène lumineux.
Note : [1] Les quatre bras spiraux portent les appellations suivantes : le bras Sagittaire-Carène, le bras de Norma (la Règle), le bras de l'Ecu et de la Croix (du Sud) et le bras de Persée.
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 MPG/ESO de 2,2 mètres - Photos réalisées avec le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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INTRUS 2014 GJ55, un astéroïde de type Apollo
d'environ 5 mètres de diamètre, observé pour la première
fois le 10 Mai 2014 à 08h42 UTC par le Palomar Mountain--PTF. et annoncé
par la circulaire MPEC 2014-J98 du 10 Mai, est passé le 10 Mai 2014 vers
20h17 UTC (<1 mn) à une distance d'environ 94.760 km ou environ 0,26
LD (1 LD = Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km) de la surface de notre
planète. Quelques heures auparavant, le 10 Mai à 12h26 UTC (<1
mn) , l'objet est passé à 0,84 LD (~321.000 km) de la Lune.
INTRUS 2014 JR24, un astéroïde de type Apollo
d'environ 5 mètres de diamètre, découvert par le Catalina
Sky Survey à 07h02 UT le 06 Mai 2014 mais observé pour la première
fois le 30 Avril 2014 à 08h34 UTC par Pan-STARRS 1.
et annoncé par la circulaire MPEC 2014-J57 du 07 Mai, est passé le 07 Mai 2014 à
10h45 UT (< 1 mn) à une distance d'environ 105.770 km ou environ
0,28 LD (1 LD = Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km) de la surface de notre
planète.
Hubble montre que la Grande Tache Rouge de Jupiter est plus petite que jamais vue auparavant
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La tempête monstre de Jupiter, la Grande Tache Rouge, était autrefois si grande que trois Terres se logeraient à l'intérieur. Mais de nouvelles mesures par le télescope spatial Hubble révèlent que la plus grande tempête de notre Système solaire a sensiblement diminué. La tache rouge, qui fait rage depuis au moins une centaine d'années, est seulement de la largeur d'une Terre. Que se passe-t-il ? Il est possible qu'une certaine activité inconnue dans l'atmosphère de la planète draine l'énergie et affaiblisse la tempête, l'amenant à rétrécir. Les images de Hubble ont été prises en 1995, 2009 et 2014.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Dunes en cascade dans un cratère martien
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Une nouvelle mosaïque de Mars Express de l'ESA montre un champ de dunes sombres tourbillonnant en cascade dans des fosses coulés dans un grand cratère d'impact.
Vue en perspective du cratère Rabe - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
La mosaïque a été créée à partir de deux images prises le 07 Décembre 2005 et le 09 Janvier 2014 et se concentre sur le cratère Rabe de 108 km de large. La région est à 320 km à l'ouest du grand bassin d'impact Hellas, environ à mi-chemin entre l'Équateur et le pôle sud de la planète.
Les dunes sculptées par le vent et les cratères d'impact sont des caractéristiques communes sur Mars, mais ici nous pouvons les voir combinés, créant un panorama époustouflant. Le cratère Rabe a une topographie intéressante : son plancher plat a un certain nombre de cratères plus petits et de grandes fosses en contrebas. La majeure partie de la matière de dunes se dresse sur le reste plat du plancher d'origine du cratère, mais certaines d'entre elles se répandent de façon spectaculaire en contrebas dans les fosses ci-dessous.
Le cratère Rabe dans le contexte Crédit : NASA MGS MOLA Science Team
Les dunes mesures environ 150-200 m de haut et leurs motifs tournoyants indiquent la direction dominante des vent qui ont fouetté dans le cratère au fil du temps.
Les dunes sont faites de matériel basaltique, une roche volcanique commune qui a été largement déposée dans l'ensemble de Mars dans le passé. Dans la région montrée ici, elle a été par la suite recouverte par d'autres couches de matériau, mise au jour par l'érosion dans le cratère lui-même.
Un zoom sur la partie occidentale (en haut dans l'image principale en couleur) du cratère révèle des couches distinctes de matière sombre exposées dans les parois du cratère. Une interprétation possible est que le cratère d'impact a transpercé la surface supérieure pour révéler ces couches sinon cachées. Au fil du temps, ce matériau a été érodé et emporté par le vent pour former les dunes vues vers le centre du cratère.
Le cratère Rabe - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Une matière sombre semblable peut également être vue dans plusieurs plus petits cratères autour de Rabe, avec des stries colorant la surface au milieu, plus particulièrement dans la partie gauche de l'image ci-dessus. Il est possible que certains des éléments de la dune ont été évacué de Rabe par de forts vents et répartis localement.
D'autres cratères à proximité semblent dégradés, leurs bords autrefois distincts et les caractéristiques internes se délabrant au fil du temps. Ce processus « d'atténuation de terrain » est souvent associé à la présence de glace juste au-dessous de la surface : ceci peut faciliter le glissement lent et régulier du matériel en aval, entraînant un aspect lisse.
Topographie du cratère Rabe - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Le matériel déposé de l'atmosphère, peut-être au cours de tempêtes de sable, peut également contribuer à une atténuation apparente des fonctionnalités au fil du temps.
En revanche, un cratère dans le coin supérieur gauche de Rabe dans l'image principale en couleur, dans l'image de topographie et dans celle en 3D montrées ici conserve une apparence plus nette. Un examen plus approfondi de ce cratère relativement profond révèle des canaux et des rainures d'aspect frais dans les parois du cratère.
Des rainures comme celles-ci sont souvent associées à l'érosion par l'eau liquide mais, quel que soit l'histoire de leur formation, elles peuvent également exposer des couches sous-jacentes, telles que la matière sombre commune dans cette région. En outre, un patch dense de ce matériau est vu concentré dans la partie la plus profonde du cratère.
Le cratère Rabe en 3D - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Les cratères d'impact comme Rabe offrent une fenêtre sur le passé en exposant des roches anciennes qui autrement resteraient cachées de la vue. Pendant ce temps, les dunes montrent le rôle continu important joué par le vent dans la formation du paysage martien.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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La comète cible de Rosetta devient active
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La cible de la mission Rosetta a commencé à révéler sa véritable personnalité, celle d'une comète, puisqu'un voile de poussière s'est clairement développé autour d'elle ces six dernières semaines.
Les images de la Comète 67P/Churyumov–Gerasimenko présentées dans cette séquence ont été prises entre le 27 mars et le 4 mai, alors que la distance entre le véhicule et la comète était réduite de cinq à environ deux millions de kilomètres.
A la fin de la séquence, le voile poussiéreux de la comète - sa « chevelure » - s'étire d'environ 1300 kilomètres dans l'espace. En comparaison, le noyau ne mesure approximativement que 4 kilomètres de diamètre, et n'est pas encore « visible ».
La chevelure de la comète se développe alors que celle-ci se rapproche progressivement du Soleil sur son orbite d'une durée de 6,5 années. Même si elle se trouve encore à plus de 600 millions de kilomètres du Soleil - plus de quatre fois la distance entre la Terre et le Soleil – sa surface a déjà commencé à se réchauffer, ce qui sublime la glace de surface et fait s'échapper le gaz de son noyau formé de roches et de glace.
Lorsque le gaz s'échappe, il emmène avec lui dans l'espace un nuage de minuscules particules de poussière, qui s'étirent lentement pour former la chevelure.
Alors que la comète continue de se rapprocher du Soleil, le réchauffement se poursuit, l'activité augmente, et la pression des vents solaires va finalement faire en sorte que les matériaux forment une longue traine.
Rosetta et la comète passeront au plus près du Soleil en août 2015, entre les orbites de la Terre et de Mars.
L'activité qui débute offre aujourd'hui aux scientifiques l'opportunité d'étudier la production de la poussière et la structure de la chevelure avant même de s'en approcher.
« Elle commence à ressembler véritablement à une comète, » déclare Holger Sierks, chercheur principal de l'instrument OSIRIS, le système d'imagerie optique, spectroscopique et infrarouge à distance, depuis l'Institut Max-Planck de recherche sur le Système Solaire situé en Allemagne.
« Difficile de croire que d'ici quelques mois, Rosetta sera profondément enfouie dans ce nuage de poussières et en route vers ce qui est à l'origine de l'activité de la comète. »
En outre, le suivi des changements périodiques de luminosité révèle que le noyau tourne toutes les 12,4 heures - environ 20 minutes de moins qu'on le pensait auparavant.
« Ces observations initiales nous aident à développer des modèles de la comète, qui seront essentiels pour nous aider à naviguer autour de celle-ci lorsque nous nous en rapprocherons, » explique Sylvain Lodiot, responsable ESA des opérations sur Rosetta).
OSIRIS et les caméras dédiées à la navigation du véhicule prennent régulièrement des photos pour aider à déterminer la trajectoire exacte de Rosetta par rapport à la comète. Avec l'aide de ces informations, le véhicule a déjà commencé une série de manœuvres qui l'aligneront lentement avec la comète en préparation du rendez-vous qui se déroulera la première semaine d'août.
Des observations scientifiques détaillées permettront alors de trouver pour l'atterrisseur Philae l'endroit le plus approprié sur la surface de la comète en vue de sa descente au mois de novembre.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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L'énigme de la formation d'un magnétar enfin résolue ?
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Les magnétars constituent les étranges vestiges extrêmement denses d'explosions de supernovae. Ce sont les aimants les plus puissants connus dans l'Univers – leur intensité est des millions de fois supérieure à celle des aimants les plus puissants qui existent sur Terre. Une équipe d'astronomes européens pense avoir découvert l'étoile compagnon d'un magnétar. Cette découverte inédite effectuée au moyen du Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO permet d'expliquer le processus de formation des magnétars – une énigme vieille de 35 ans – et de comprendre la raison pour laquelle cette étoile particulière ne s'est pas effondrée sous son propre poids pour donner lieu à un trou noir, comme les astronomes pourraient s'y attendre.
Vue d'artiste du magnétar de l'amas d'étoiles Westerlund 1 - Crédit : ESO/L. Calçada
Lorsqu'une étoile massive s'effondre sous son propre poids au cours d'une explosion de supernova, elle donne lieu, soit à une étoile à neutrons, soit à un trou noir. Les magnétars constituent une forme rare et exotique à la fois d'une étoile à neutrons. A l'instar des autres objets insolites, ils sont caractérisés par de faibles dimensions et une densité extrême – une cuillère à café de matière constituant une étoile à neutrons pèserait plusieurs milliards de tonnes – ainsi que des champs magnétiques extrêmement puissants. Les croûtes des magnétars sont soumises à d'énormes contraintes dont la libération se traduit par de brusques tremblements en surface – ou tremblements d'étoiles – ainsi que la libération de vastes quantités d'énergie sous la forme de rayons gamma.
L'amas d'étoiles Westerlund 1 [1], situé à 16 000 années lumière de la Terre dans la constellation australe de l'autel (Ara), abrite l'un des vingt-quatre magnétars connus de la Voie Lactée. Baptisé CXOU J164710.2-455216, il a beaucoup intrigué les astronomes.
“Dans notre étude précédente (eso1034), nous avons démonté que le magnétar situé dans l'amas Westerlund 1 (eso0510) devait être né de l'explosion d'une étoile en fin de vie 40 fois plus massive environ que le Soleil. Toutefois, cette hypothèse se heurte à la théorie bien établie selon laquelle des étoiles aussi massives doivent normalement s'effondrer pour donner lieu à des trous noirs, non à des étoiles à neutrons.Nous n'avions pas compris le processus qui avait conduit cette étoile à se changer en magnétar”, nous confie Simon Clark, auteur principal de l'article synthétisant ces résultats.
Les astronomes ont proposé une solution à ce problème. Ils ont envisagé que le magnétar soit né des interactions entre deux étoiles très massives qui sont en orbite l'une autour de l'autre et formant un système binaire si compact qu'il tiendrait à l'intérieur de l'orbite de la Terre autour du Soleil. Jusqu'à présent toutefois, aucune étoile compagnon n'avait été détectée à proximité du magnétar au sein de l'amas Westerlund 1. Les astronomes sont donc partis à sa recherche et ont scruté d'autres zones de l'amas au moyen du VLT. Ils ont cherché des étoiles fuyantes – des objets s'échappant de l'amas à de grandes vitesses – qui ont dû être expulsées de leurs orbites par l'explosion de la supernova qui a engendré le magnétar. Une étoile, baptisée Westerlund 1-5 [2], remplit précisément ces critères.
“Cette étoile est non seulement dotée de la vitesse élevée qu'aurait pu lui conférer l'explosion d'une supernova, mais également de la faible masse, de la forte luminosité et de la grande proportion de carbone impossibles à obtenir dans une étoile isolée. L'ensemble de ces éléments plaide en faveur de son appartenance originelle à un système binaire, de sa formation aux côtés d'un compagnon stellaire”, ajoute Ben Ritchie (Université Libre), co-auteur de la nouvelle étude.
Cette découverte a permis aux astronomes de reconstituer le processus de formation du magnétar, en lieu et place du trou noir prévu par la théorie [3]. Dans un premier temps, l'étoile la plus massive des deux a commencé à perdre son carburant, transférant ses enveloppes externes à son compagnon moins massif – qui deviendra ensuite le magnétar – et lui impulsant une vitesse de rotation toujours plus élevée. Cette rotation rapide semble avoir joué un rôle essentiel dans la formation du champ magnétique très intense du magnétar.
Dans un second temps, et suite à ce transfert de masse, l'étoile compagnon est devenue si massive qu'à son tour, elle a expulsé une vaste quantité de la matière récemment accrétée. La plupart de cette matière a disparu, une faible quantité a toutefois été restituée à l'étoile dont elle provenait. Cette étoile continue aujourd'hui encore de briller et a été baptisée Westerlund 1-5.
"C'est cet échange de matière qui a doté Westerlund 1-5 de cette improbable signature chimique. Il a par ailleurs occasionné une perte de masse si importante chez son compagnon que ce dernier s'est changé en magnétar, plutôt qu'en trou noir. Un régime aux conséquences cosmiques !” conclut Francisco Najarro (Centre d'Astrobiologie, Espagne), également membre de l'équipe.
Il apparaît ainsi qu'être l'un des composants d'un système binaire constitue un ingrédient essentiel de la recette conduisant à la formation d'un magnétar. La rotation rapide engendrée par le transfert de masse entre les deux étoiles semble nécessaire à la génération d'un champ magnétique ultra intense, puis le régime subi par le magnétar en devenir lors d'un second transfert de masse semble suffisant pour qu'il ne se change pas en trou noir à sa mort.
Note : [1] L'amas ouvert Westerlund 1 a été découvert en 1961 par l'astronome suédois Bengt Westerlund, qui effectuait alors des observations depuis l'Australie. Puis il fut nommé Directeur de l'ESO au Chili (1970-74). Cet amas se situe à l'arrière-plan d'un vaste nuage de gaz et de poussière interstellaires qui absorbe une grande partie de son rayonnement visible. Le facteur d'extinction est supérieur à 100 000, raison pour laquelle la véritable nature de cet amas particulier est demeurée si longtemps méconnue.
Westerlund 1 constitue un laboratoire d'étude de la physique stellaire en conditions extrêmes unique en son genre, qui aide les astronomes à mieux comprendre la vie et la mort des étoiles les plus massives de la Voie Lactée. Leurs observations ont conduit les astronomes à postuler que cet amas extrême est probablement doté d'une masse équivalent à 100 000 masses solaires, et que ses étoiles sont toutes localisées dans une région de moins de 6 années lumière de diamètre. Westerlund 1 constitue ainsi l'amas le plus massif et le plus compact identifié à ce jour dans la Voie Lactée.
Toutes les étoiles connues de Westerlund 1 sont dotées de masses comprises entre 30 et 40 masses solaires. Le fait que des étoiles si massives aient des durées de vie plutôt courtes – à l'échelle astronomique – implique que Westerlund 1 doit être très jeune. Les astronomes situent son âge entre 3,5 et 5 millions d'années. Ainsi donc, Westerlund 1 est un amas nouveau-né dans notre galaxie.
[2] La désignation complète de cette étoile est Cl* Westerlund 1 W 5.
[3] A mesure que les étoiles vieillissent, les réactions nucléaires qui se produisent en leur cœur modifient leur composition chimique – les éléments sources sont détruits tandis que les produits des réactions s'accumulent. Cette empreinte chimique stellaire se révèle dans un premier temps riche en hydrogène et en azote mais pauvre en carbone. Ce n'est que tardivement dans la vie des étoiles que la proportion de carbone augmente, tandis que celles d'hydrogène et d'azote diminuent brusquement. Il paraît donc impossible pour une étoile isolée d'être, à l'image de Wd1-5, simultanément riche en hydrogène, en azote et en carbone.
Plus d'informations Le travail de recherche présenté dans ce Communiqué de Presse de l'ESO fera très prochainement l'objet d'une publication au sein de la revue Astronomy & Astrophysics (“A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: IV.Wd1-5 binary product and a pre-supernova companion for the magnetar CXOU J1647-45” par J. S. Clark et al.). La même équipe a publié une première étude de cet objet en 2006 (“A Neutron Star with a Massive Progenitor in Westerlund 1” par M. P. Muno et al., Astrophysical Journal, 636, L41).
L'équipe est composée de Simon Clark et Ben Ritchie (L'Université Libre, Royaume-Uni), Francisco Najarro (Centre d'Astrobiologie, Espagne), Norbert Langer (Université de Bonn, Allemagne, et Université d'Utrecht, Pays-Bas) et Ignacio Negueruela (Université d'Alicante, Espagne).
Les astronomes ont utilisé l'instrument FLAMES qui équipe le Très Grand Télescope de l'ESO à Paranal, Chili, pour étudier les étoiles de l'amas Westerlund 1.
L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».
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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Une planète bien curieuse, si loin de son étoile...
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Une planète géante gazeuse vient s'ajouter à la courte liste des exoplanètes découvertes par imagerie directe. Elle se trouve autour de GU Psc, une étoile trois fois moins massive que le Soleil et située dans la constellation des Poissons. L'équipe de recherche internationale dirigée par Marie-Ève Naud, étudiante au doctorat au Département de physique de l'Université de Montréal, a réussi à trouver cette planète en combinant des observations provenant du télescope de l'Observatoire du Mont-Mégantic (OMM), du Télescope Canada-France-Hawaii (TCFH), du télescope Keck et des télescopes Gemini Nord et Sud.
Vue d'artiste de la planète GU Psc b et de son étoile GU Psc. (© Lucas Granito)
Une planète distante qui se laisse étudier en détail
GU Psc b est située à environ 2000 fois la distance Terre-Soleil de son étoile, un record parmi les exoplanètes. Étant donné cette distance, il faut environ 80 000 années terrestres pour que GU Psc b fasse une orbite complète autour de son étoile! Les chercheurs ont d'ailleurs profité de la grande distance qui sépare la planète de son étoile afin d'en obtenir des images. En comparant des clichés obtenus dans différentes longueurs d'onde (couleurs) à l'OMM et au TFCH, ils ont pu correctement détecter la planète.
« Les planètes sont beaucoup plus brillantes lorsqu'on les observe dans l'infrarouge plutôt qu'en lumière visible, car leur température de surface est plus basse que celles des étoiles, explique Marie-Ève Naud. C'est ce qui a permis de repérer GU Psc b. »
Savoir où regarder!
Si les chercheurs scrutaient les alentours de GU Psc, c'est parce que cette étoile venait tout juste d'être identifiée comme membre du groupe d'étoiles jeunes AB Doradus. Les étoiles jeunes (âgées de seulement 100 millions d'années) sont des cibles de premier choix pour la détection de planètes par imagerie car les planètes en orbite autour d'elles sont encore en train de se refroidir, et sont donc plus lumineuses. Cela ne veut pas dire pour autant que des planètes semblables à GU Psc b existent en grand nombre, comme le précise Étienne Artigau, codirecteur de thèse de Marie-Ève Naud et astrophysicien à l'Université de Montréal : « Nous avons observé plus de 90 étoiles et n'avons trouvé qu'une seule planète. Il s'agit donc d'une curiosité astronomique! »
L'observation d'une planète ne permet pas de déterminer directement sa masse. Les chercheurs utilisent donc des modèles théoriques d'évolution planétaire pour établir ses caractéristiques. Le spectre de la lumière de la planète, obtenu au télescope Gemini Nord, à Hawaii, a pu être comparé à des modèles pour montrer que celle-ci aurait une température aux alentours de 800 °C. Connaissant l'âge de GU Psc par son appartenance à AB Doradus, l'équipe a pu déterminer sa masse, comprise entre 9 et 13 fois celle de Jupiter.
Les astrophysiciens ont bon espoir de détecter au cours des prochaines années des planètes semblables à GU Psc b, mais beaucoup plus près de leur étoile, grâce, entre autres, à de nouveaux instruments comme GPI (Gemini Planet Imager), récemment installé sur Gemini Sud, au Chili. La proximité de ces planètes avec leur étoile rendra toutefois leur observation beaucoup plus ardue. GU Psc b sera donc un modèle permettant de mieux comprendre ces objets.
« GU Psc b est un véritable cadeau de la nature. La grande distance qui la sépare de son étoile rend possible son étude approfondie avec une variété d'instruments, ce qui permettra de mieux comprendre les exoplanètes géantes, en général », précise René Doyon, codirecteur de thèse de Marie-Ève Naud et directeur de l'OMM.
L'équipe a entamé un projet afin d'observer plusieurs centaines d'étoiles et de détecter des planètes plus légères que GU Psc b sur des orbites comparables. La découverte de GU Psc b, un objet certes rare, permet de prendre conscience de la distance importante qui peut exister entre certaines planètes et leur étoile, ce qui laisse entrevoir la possibilité de chercher des planètes avec des caméras infrarouges performantes à partir de télescopes beaucoup plus petits, tels que celui de l'Observatoire du Mont-Mégantic. Les chercheurs espèrent aussi en savoir davantage sur l'abondance de tels objets d'ici quelques années, notamment grâce aux instruments GPI, SPIRou pour le TCFH et FGS/NIRISS pour le télescope spatial Webb.
À propos de cette étude
L'article Discovery of a Wide Planetary-Mass Companion to the Young M3 Star GU Psc sera publié dans la revue The Astrophysical Journal, le 20 mai 2014. L'équipe, menée par Marie-Ève Naud, étudiante au doctorat au Département de physique de l'Université de Montréal et membre du CRAQ, était principalement constituée d'étudiants et de chercheurs de l'UdeM, notamment Étienne Artigau, Lison Malo, Loïc Albert, René Doyon, David Lafrenière, Jonathan Gagné et Anne Boucher. Des collaborateurs d'autres établissements ont aussi participé, notamment Didier Saumon, du Los Alamos National Laboratory au Nouveau-Mexique, Caroline Morley, de UC Santa Cruz en Californie, France Allard et Derek Homeier, du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, en France, de même que Christopher Gelino et Charles Beichman, de Caltech, en Californie. Cette étude a été possible grâce aux financements du Fonds de recherche du Québec – Nature et technologies et du Conseil de recherches en sciences naturelles et en génie du Canada.
Consultez l'article de l'Astrophysical Journal.
À propos du CRAQ
Le Centre de recherche en astrophysique du Québec est un partenariat entre l'Université de Montréal, l'Université McGill et l'Université Laval. Il regroupe tous les chercheurs dans le domaine de l'astronomie et de l'astrophysique de ces trois établissements, et aussi des collaborateurs de l'Université Bishop's, de l'Agence spatiale canadienne, du Cégep de Sherbrooke et d'entreprises privées (Photon etc., ABB Bomem, Nüvü Caméras). Le CRAQ est l'un des regroupements stratégiques financés par Le Fonds de recherche du Québec – Nature et technologies (FQRNT). Le CRAQ constitue un pôle unique au Québec de chercheurs en astrophysique, dont les expertises variées et complémentaires, axées sur l'excellence, permettent l'innovation, la créativité et la compétitivité dans plusieurs domaines scientifiques, offrant ainsi aux étudiants de cycles supérieurs un éventail important de sujets en recherche fondamentale et appliquée.
Renseignements supplémentaires - Observatoire du Mont-Mégantic - Centre de recherche en astrophysique du Québec (CRAQ) - Télescope Canada-France-Hawaii
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Résoudre le ciel radio : Les radioastronomes obtiennent
des images du ciel en très haute résolution en utilisant des interféromètres,
des instruments où plusieurs radiotélescopes simples sont reliés
entre eux. Toutefois, les procédures d'analyse des données optimales
pour un tel instrument sont nettement plus compliquées que pour un simple
télescope. Les scientifiques du Max Planck Institute for Astrophysics
ont maintenant mis au point l'algorithme RESOLVE qui résout un certain
nombre de problèmes en suspens en imagerie radio.
Rotation des amas globulaires : De récentes observations
des amas globulaires avec l'instrument VIRUS-W à l'observatoire McDonald
ont révélé un signal en rotation au centre de ces énormes
agglomérations d'étoiles. Ce résultat est très surprenant,
car les astronomes s'attendaient à ce que toute rotation centrale devrait
être effacée en raison de la vieillesse de ces amas. En plus, les
astronomes du Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics et de l'Université
du Texas ont constaté que l'axe de rotation concorde avec une légère
élongation trouvée pour certains des amas, indiquant que cet aplatissement
est causé par la rotation.
Naissance turbulente des étoiles dans le choc des galaxies
: Grâce à des simulations numériques à très
haute résolution, des astrophysiciens du CEA et du CNRS menés
par Florent Renaud1 ont pu analyser pour la première fois
en détail les effets de la turbulence générée lors
de la collision de deux galaxies. Ces simulations numériques, en résolvant
les mouvements désordonnés du gaz contenu dans les galaxies jusqu'à
de très petites échelles, expliquent enfin un phénomène
observé par les astrophysiciens mais incompris jusqu'ici : les «
flambées » de formation d'étoiles lors des collisions de
galaxies. Un processus de turbulence compressif permet d'expliquer ces flambées,
et pourquoi certaines galaxies forment plus d'étoiles que d'autres. Ces
résultats sont publiés dans la revue Monthly Notices of the
Royal Astronomical Society Letters le 12 mai 2014. [Téléchargez le communiqué de presse]
Le satellite Planck dévoile l'empreinte magnétique de notre Galaxie
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Le champ magnétique
de la Voie Lactée vient d'être révélé
dans une nouvelle carte livrée par la mission Planck de l'Agence
spatiale européenne (ESA). Cette image est issue des premières
observations sur l'ensemble du ciel de la lumière «
polarisée » émise par la poussière interstellaire
de notre Galaxie. De nombreux chercheurs et ingénieurs du
CNRS, du CEA, du CNES et des Universités participent à
la mission Planck qui continue sa moisson de résultats. Ces
analyses viennent d'être soumises, dans quatre articles, à
la revue Astronomy & Astrophysics.
La carte présentée ici a été obtenue en utilisant des détecteurs du satellite Planck, agissant un peu à la manière des lunettes de soleil polarisées, en version astronomique. Les tourbillons, boucles et arches de cette image tracent la structure du champ magnétique de notre Galaxie. Cette image dévoile l'organisation à grande échelle d'une partie du champ magnétique galactique. La bande sombre correspond au plan galactique : l'émission polarisée y est particulièrement intense. La structure générale révèle un motif régulier où les lignes du champ magnétique sont majoritairement parallèles au plan de la Voie Lactée.?? Les observations révèlent également des variations de la direction de polarisation dans les nuages de matière proches du Soleil vus de part et d'autre de la bande sombre. Celles-ci témoignent de changements de la direction du champ magnétique dont les astrophysiciens étudient l'origine.?? Les zones à haute latitude galactique ont été masquées. Le signal y est plus faible et un travail supplémentaire est requis pour mesurer et séparer la polarisation de notre Galaxie de celle du rayonnement fossile micro-onde.
>> Pour aller plus loin, voir le communiqué complet
Notes : (1) La connaissance du champ magnétique de notre galaxie est fondamentale car celui-ci est soupçonné de gouverner ou d'influer sur de nombreux phénomènes, tels que la trajectoire des particules chargées électriquement (les rayons cosmiques) et la formation des étoiles.
Références : - Les quatre articles, dont les auteurs sont les membres
de la collaboration Planck, ont été soumis à
Astronomy & Astrophysics :
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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VIDÉO : 13,8 milliards d'années
d'évolution cosmique en 2 minutes : Une nouvelle simulation numérique
permet de reproduire avec une précision inédite l'évolution
de la matière et la formation des galaxies durant plus de 13 milliards
d'années au sein d'un cube de 350 millions d'années-lumière
de côté.
Indices sur la formation de trou noir : Le 24 Octobre 2012
les observatoires dans le monde entier ont été alertés
sur une énorme explosion stellaire, la GRB121024A. Cependant, seul l'Observatoire
austral européen en utilisant le Very Large Telescope situé au
Chili a réussi à prendre des mesures polarimétriques précises
du phénomène. Les données obtenues sur cette explosion,
qui a eu lieu il y a environ 11 miliards d'années, ont permis de reconstituer
comment un trou noir se forme.
Nouvel aperçu de la formation d'amas d'étoiles
: Utilisant les données de l'Observatoire de rayons X Chandra et des
télescopes infrarouges, les astronomes ont fait à une avancée
importante dans la compréhension de comment les amas d'étoiles
naissent.
Modélisation 3-D du Soleil : de son cœur à sa surface
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Une équipe du laboratoire Astrophysique Instrumentation & Modélisation (CEA/CNRS/Université Paris Diderot) a réussi à modéliser les effets d'ondes de gravité dans une simulation du Soleil extrêmement complète, de son cœur nucléaire à sa surface convective, et ce en 3 dimensions. Les résultats donnent accès à des informations d'une très haute précision et livrent une description rigoureuse et inédite de la dynamique interne du Soleil. Ces travaux, publiés dans la revue Astronomy and Astrophysics, devraient permettre d'affiner grandement les modèles théoriques et de mieux préparer les futures missions spatiales (Solar-Orbiter, Plato) d'observation d'étoiles telles que le Soleil.
>> Communiqué de presse et contact ici
Les ondes qui se propagent à l'intérieur des étoiles, et dans le cas présent du soleil, jouent un rôle fondamental. Elles influencent leur structure, évolution et dynamique, pouvant créer des pulsations globales tout en étant une source d'information précieuse pour étudier les phénomènes dynamiques à l'intérieur des étoiles. Ces ondes sont de 2 types : les ondes acoustiques tout à fait semblables aux ondes sonores, et les ondes de gravité qui se propagent dans tout fluide non convectif et stablement stratifié en densité (les vagues en sont la sous-famille la plus connue*). Ces 2 types d'ondes jouent un rôle important dans l'évolution de la rotation et du mélange des éléments chimiques dans les couches radiatives des étoiles. A l'instar des ondes acoustiques, les ondes de gravité peuvent selon leur fréquence entrer en résonance dans le soleil sur des modes appelés « modes g ». Il se produit le même phénomène avec une corde de guitare qui résonne sur certaines harmoniques ou modes propres, à la différence que le soleil est une sphère 3D dont les harmoniques ou modes possibles sont plus complexes.
Une simulation complète du Soleil en 3-D
La simulation numérique développée par les chercheurs a porté sur l'étude des ondes de gravité, les plus difficiles à détecter dans les étoiles de type solaire car elles se propagent dans les zones internes profondes. L'intérieur d'une étoile est composé de deux zones, dont les tailles relatives dépendent de la masse de l'étoile. Dans le cas des étoiles de type solaire, simulées ici, la zone la plus externe est convective** et turbulente. La zone interne (enfouie), radiative***, quant à elle, est stablement stratifiée. C'est uniquement dans cette zone stable que les ondes de gravité peuvent naître et se propager, la zone convective agissant comme une barrière qui les atténue fortement et les rend difficilement détectables depuis l'extérieur. Grâce à ces simulations non-linéaires, il est possible de comparer l'amplitude de ces ondes dans le coeur du Soleil et d'en suivre la présence et la dynamique en surface, puisque leurs propriétés sont connues. Cette simulation numérique a nécessité des millions d'heures de calcul sur les ordinateurs massivement parallèles les plus puissants de France (GENCI1) et d'Europe (PRACE2), ce qui représente plusieurs siècles de calcul sur un ordinateur monoprocesseur.
Un large spectre d'ondes de gravité excité par la convection
En se plaçant dans la zone radiative, il est possible de calculer le spectre des ondes de gravité visibles sur la figure 1. C'est la première fois qu'un spectre aussi riche est obtenu par des simulations 3D et non-linéaires du Soleil. L'étude de ses propriétés a permis d'apporter de nombreuses informations sur la manière dont les ondes de gravité sont excitées, se propagent et interagissent avec les autres processus. Sur la figure 1 ci-dessus, les ondes de gravité forment des spirales quasi-circulaires dirigées vers le centre de l'étoile, se présentant visuellement comme une structure en oignon. Ce schéma correspond aux ondes de basses fréquences qui dominent le spectre (zone rouge foncée sur la figure 2). En sélectionnant seulement une fine bande de fréquences, on fait le tri parmi ces ondes, on en isole certaines et on obtient une forme très différente, représentée sur la figure 2 (panneau droit). L'accord entre simulation et théorie est remarquable.
La simulation numérique réalisée par les chercheurs offre, par le nombre de phénomènes et l'étendue spatiale pris en compte (turbulence, convection, effets thermiques, radiatifs et visqueux, rotation différentielle, 97% du soleil simulés - jusqu'au cœur, simulation 3D) une description extrêmement riche et complète de la dynamique d'une étoile comme le Soleil. Elle apporte des réponses aux questions des astéro/héliosismologues qui étudient les modes g et en déduisent les propriétés internes des étoiles. Par exemple, la mesure de la fréquence et de l'élargissement rotationnel des modes g sert à déduire le taux de rotation des étoiles. Elle est ainsi un outil de choix, et complémentaire, pour mieux comprendre les mécanismes de formation, d'excitation et de propagation des ondes dans les zones radiatives et à travers les zones convectives jusqu'à la surface de l'étoile. Ces travaux sont également un support important pour les futures missions spatiales de l'Esa3 d'étude du Soleil (Solar-Orbiter, lancement en 2017) ou d'observations d'étoiles de la Galaxie (mission Plato, lancement prévu en 2024).
Notes : * les vagues sont des ondes de gravité de
surface, pas internes.
1. Grand Equipement National de Calcul Intensif
Références : - Theoretical seismology in 3D : nonlinear simulations of internal gravity waves in solar-like stars, Allan-Sacha BRUN, Luci ALVAN, Stéphane MATHIS, Astronomy & Astrophysics, Avril 2014.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Planck prend l'empreinte magnétique de notre galaxie
: Le champ magnétique de notre galaxie se révèle dans une
nouvelle image du satellite Planck de l'ESA. Cette image a été
compilée à partir des premières observations du ciel de
la lumière « polarisée » émise par la poussière
interstellaire dans la Voie lactée.
La galaxie voisine est un fossile de l'Univers primordial
: Une équipe de scientifiques a analysé les éléments
chimiques dans la plus faible galaxie connue, appelée Segue 1, et a déterminé
que c'est effectivement une galaxie fossile restant des débuts de l'Univers.
Le plus gros télescope de la galaxie exploite une mesure
plus précise de l'étoile en rotation : Une équipe internationale
d'astronomes a fait une mesure d'une lointaine étoile à neutrons
qui est un million de fois plus précise que la précédente
meilleure du monde. Les chercheurs ont été en mesure d'utiliser
le milieu interstellaire, l'espace « vide » entre les étoiles
et les galaxies qui se compose de particules chargées parsemées,
comme une lentille géante pour magnifier et examiner de près l'émission
d'ondes radio d'une petite étoile à neutrons en rotation.
Des supernovae permettent de mesurer la correction de lentilles gravitationnelles – vers une meilleur cartographie de la matière noire
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Deux équipes d'astronomes utilisant le télescope spatial Hubble (CLASH - Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble - et Supernova Cosmology Project), comprenant des chercheurs du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CNRS/Université Claude Bernard de Lyon/ENS), ont découvert trois explosions d'étoiles distantes, qui ont été amplifiées par des amas de galaxies massifs agissant comme des “lentilles cosmiques” sur la ligne de visée. C'est la première fois que de telles supernovae, dont la brillance intrinsèque est bien connue, sont observées derrière des amas de galaxies, offrant aux astronomes l'opportunité de mesurer la correction de ces lentilles naturelles. Les résultats de l'équipe CLASH paraissent dans The Astrophysical Journal. Ceux du Supernova Cosmology Project dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Les amas de galaxies massifs font office de “lentilles gravitationnelles“ car leur champ de gravitation puissant déforme la lumière qui les traverse*. Ce phénomène rend visible les objets situés derrière les amas plus grands et plus brillants, qui les rendraient impossible à observer autrement, même avec les télescopes les plus puissants.
Les résultats obtenus sont les premières étapes vers une mesure très précise de la correction d'une telle lentille. L'amplification subie par la lumière dépend de la masse et donc de la quantité de matière dans un amas – y compris la matière noire que nous ne pouvons pas observer directement**. Par des mesures sur l'expansion de l'Univers, les astronomes arrivent à cartographier et estimer la quantité de matière noire dans un amas. Ces cartes permettent de déduire la correction optique d'un amas de galaxies et prédisent comment la lumière d'objets distants sera amplifiée à son passage. Mais comment les astronomes peuvent-ils savoir que cette estimation est correcte ?
A présent, deux équipes indépendantes du Supernova Cosmology Project et de CLASH ont découvert une méthode pour tester la correction d'une lentille cosmique. Elles ont analysé trois supernovae au travers de différents amas. Par chance, au moins l'une d'entre elles (et peut-être les trois) sont un type spécial, des supernovae de type Ia, appelées aussi « chandelles standard » que l'ont sait reconnaître à leur courbe de lumière, c'est à dire la manière dont le flux lumineux évolue dans le temps. Sans connaître a priori l'intensité du flux au sortir de l'étoile on reconnait néanmoins le profil de cette courbe. Ce profil est caractéristique d'un certain type d'explosion dont l'intensité lumineuse émise est toujours la même. Ainsi connaît-on la brillance intrinsèque d'un tel objet lorsque l'on en trouve un.
Les équipes ont mesuré la brillance des supernovae amplifiée par les amas et les ont comparé à leur luminosité intrinsèque – qu'ils connaissent puisque les supernovae sont de type Ia. Ainsi ont-ils pu déterminer de combien chaque supernova a été amplifiée par l'amas. L'une d'entre elles en particulier apparaît deux fois plus brillante grâce au pouvoir amplificateur de l'amas.? Chacune des équipes a comparé ses résultats avec des modèles théoriques du contenu des amas en matière noire construits indépendamment (Supernova Cosmology Project d'une part et CLASH de l'autre). Elles sont arrivées à la même conclusion : les prédictions sont en adéquation avec les modèles.
Les modèles d'amas complexes du Supernova Cosmology Project ont été créés au Centre de Recherche Astrophysique de Lyon et l'Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne en Suisse. Les mesures faites sur les supernovae apportent de solides confirmations de leur validité ce qui permet aux chercheurs de pouvoir s'y appuyer pour sonder l'Univers distant. Les astronomes sont optimistes car les futurs sondages sur Hubble et ses successeurs, comme le télescope infrarouge James Webb Space Telescope, trouveront d'avantages de ces explosions d'étoiles uniques.
Notes :
* Il s'agit d'un effet prédit par la théorie de la Relativité Générale d'Albert Einstein lié à la topologie de l'espace-temps. ** La matière noire est ce qu'il semblent composer la majeur partie de la masse de l'Univers sans être observable pour autant de manière directe, et par conséquent la plus grande source de la gravité d'un amas.
Références : - Lensed Type Ia Supernovae as Probes of Cluster Mass Models, J. Nordin, D. Rubin, J. Richard, E. Rykoff, G. Aldering, R. Amanullah, H. Atek, K. Barbary, S. Deustua, H. K. Fakhouri, A. S. Fruchter, A. Goobar, I. Hook, E. Y. Hsiao, X. Huang, J.-P. Kneib, C. Lidman, J. Meyers, S. Perlmutter, C. Saunders, A. L. Spadafora, N. Suzuki, Monthly Notice of the Royal Astronomie Society, mai 2014. - Three Gravitationally Lensed Supernovae behind CLASH Galaxy Clusters, Patel, Brandon, McCully, Curtis, Jha, Saurabh W. et al., The Astrophysical Journal, Volume 786, Issue 1, article id. 9, 16 pp. (2014), mai 2014.
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