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Une des marques de fabrique des épisodes du film Star Wars est la redoutée station de combat l'Etoile de la mort qui tire un faisceau d'énergie dirigé suffisamment puissant pour faire exploser des planètes. L'Univers réel a de tels feux d'artifice, et ils sont beaucoup plus puissants que la création de Star Wars. Ces jets extragalactiques filent à travers des centaines d'années-lumière de l'espace à 98 % de la vitesse de la lumière. Au lieu d'une station de combat, la source du faisceau tueur est un trou noir supermassif pesant plusieurs millions, voire un milliard de fois la masse de notre Soleil. L'énergie du trou noir en rotation et ses champs magnétiques titanesques, façonnent un jet étroit de gaz jaillissant du centre de la galaxie.

Hubble a été utilisé au cours des 25 dernières années pour photographier et rephotographier un jet s'échappant du cœur de la galaxie elliptique 3C 264 (également connue sous le nom de NGC 3862). La vision nette de Hubble révèle que le jet a une structure de collier de perles de noeuds rougeoyants de matériel. Lorsque ces images ont été assemblées en un film image par image, elles révèlent - à la surprise des astronomes - un noeud lumineux à l'arrière se déplaçant plus vite que le noeud brillant devant lui. La collision qui en résulte accélère davantage les particules qui produisent un faisceau concentré de radiations mortelles. Le jet se déplace si vite vers nous qu'il donne l'illusion qu'il se déplace plus vite que la vitesse de la lumière. Mais ne vous inquiétez pas, la galaxie hôte est à 260 millions d'années-lumière de distance. Nous voyons le jet tel qu'il était avant que les dinosaures apparaissent sur Terre, et que notre planète subisse une extinction massive d'espèces.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/19/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La région la plus rayonnante de cette nébuleuse brillante notée RCW 34 abrite un gaz chauffé par de jeunes étoiles, qui emplit l'environnement constitué de gaz plus froid. Lorsque l'hydrogène, porté à une température élevée, atteint les limites du nuage de gaz, il explose dans le vide à la manière d'une bouteille de champagne que l'on débouche - ce processus a d'ailleurs été baptisé "flux de champagne". Au-delà de ces quelques bulles, la jeune région de formation stellaire RCW 34, et plus particulièrement le nuage qu'elle abrite, semble avoir été le siège de plusieurs épisodes de formation stellaire.

Sur cette nouvelle image acquise par le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO au Chili figure, au-delà de quelques étoiles bleues, un magnifique nuage de gaz d'hydrogène brillant. RCW 34 se situe dans la constellation australe de la Voile et est constitué de jeunes étoiles massives qui masquent la zone la plus brillante du nuage [1]. Ces étoiles ont un impact dramatique sur la nébuleuse : le rayonnement ultraviolet qu'elles émettent ionise en effet le gaz d'hydrogène qui compose le cœur de la nébuleuse. En d'autres termes, les atomes d'hydrogène se trouvent dépourvus de leurs électrons.

Parce qu'il brille intensément d'une couleur rouge caractéristique et leur permet de créer de splendides images de nébuleuses dotées de formes étranges, le gaz d'hydrogène est très prisé des astrophotographes. Ce gaz constitue par ailleurs le siège de phénomènes spectaculaires tel le flux de champagne. Toutefois, l'hydrogène ionisé joue également un rôle important, au plan astronomique : il révèle la présence de régions de formation stellaire. Les étoiles naissent de l'effondrement de nuages de gaz, elles abondent donc en des régions constituées de vastes quantités de gaz telle RCW 34. A ce titre, cette nébuleuse revêt un intérêt particulier pour les astronomes étudiant la naissance et l'évolution des étoiles.

De vastes quantités de poussière à l'intérieur de la nébuleuse masquent les rouages de la fabrique stellaire profondément enfouie dans ces nuages. RCW 34 est en effet caractérisée par une extinction extrêmement élevée qui se traduit par l'absorption de la plupart des informations transmises dans le domaine visible. Toutefois, l'utilisation de télescopes infrarouges permet aux astronomes de percer cet épais voile de poussière et d'explorer la pépinière stellaire.

Au sein de cette région brillante figurent de nombreuses jeunes étoiles dotées de masses inférieures à celle du Soleil. Toutes semblent regroupées autour d'étoiles plus massives, plus âgées, pour la plupart situées au centre, pour certaines en périphérie du nuage. Cette distribution spatiale a conduit les astronomes à supposer la succession de plusieurs épisodes de formation stellaire au sein du nuage. Dans un premier temps se seraient formées trois étoiles de dimensions gigantesques, qui auraient ensuite donné lieu à la naissance d'étoiles moins massives dans leur environnement proche [2].

Cette image a été constituée à partir des données acquises par l'instrument FORS (Réducteur de Focale et Spectrographe à faible dispersion) qui équipe le VLT, dans le cadre du programme Joyaux Cosmiques de l'ESO [3].

Note(s) :

[1] CW 34 est également noté Gum 19 et centré sur une jeune étoile brillante nommée V391 Velorum.

[2] Les étoiles les plus brillantes et les plus massives sont caractérisées par de courtes durées de vie – de l'ordre de quelques millions d'années. Les moins massives en revanche peuvent exister depuis le début de l'Univers.

[3] Le programme Joyaux Cosmiques de l'ESO consiste à produire, au moyen des télescopes de l'ESO, des images intéressantes, intrigantes ou visuellement attrayantes, à des fins d'éducation et de diffusion auprès du grand public. Le programme utilise du temps de télescope qui ne peut être dédié à des observations scientifiques. L'ensemble des données collectées pouvant également servir à des fins scientifiques est mis 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 Joyaux Cosmiques de l'ESO

- Photos du VLT

- Photos acquises par le VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1521/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2010 R2 = 2015 K3 (La Sagra)

La comète P/2010 R2 (La Sagra) a été retrouvée par S. S. Sheppard avec le télescope de l'Observatoire de Las Campanas sur des images prises les 21 Mars et 18 Avril 2015. Toutefois, la redécouverte a d'abord été signalée par Jim V. Scotti dans les images CCD prises le 22 Mai 2015 avec le télescope Spacewatch de 1.8-m f/2.7 de Kitt Peak.

Découvert le 14 Septembre 2010 par S. Sanchez, J. Nomen, R. Stoss, M. Hurtado, W. K. Y. Yeung, J. Rodriguez (OAM Observatory, La Sagra), l'objet présentait une apparence diffuse, ce qui a été confirmé plus tard par les observations du 16 Septembre. Sur des images prises par l'équipe de La Sagra avant la découverte, le 13 Août, l'apparence diffuse n'était pas aussi évidente. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée. Avec un passage au périhélie le 25 Juin 2010 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil, et une période de 5,45 ans, la comète P/2010 R2 (La Sagra) semble être ce qu'on appelle une comète de la Ceinture Principale (ou "MBC" pour "Main Belt Comets", en anglais).

Pour ce nouveau retour , les éléments orbitaux de la comète P/2010 R2 = 2015 K3 (La Sagra) indiquent un passage au périhélie le 30 Novembre 2015 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil, et une période d'environ 5,45 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15KA1.html (MPEC 2015-K101)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20K3;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2010 R2 = 2015 K3 (La Sagra) a reçu la dénomination définitive de 324P/La Sagra en tant que 324ème comète périodique numérotée.

C/2015 K4 (PANSTARRS)

Les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) on découvert une nouvelle comète sur les images obtenues le 24 Mai 2015 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de P. Lindner (Hoyerswerda), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), M. Schwartz et P. R. Holvorcem (Tenagra II Observatory), A. Maury et J.-F. Soulier (CAO, San Pedro de Atacama), J. A. Johnson (Catalina Sky Survey), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), R. J. Wainscoat et L. Wells (Mauna Kea), A. Baransky (Kyiv comet station), E. Guido, N. Howes (via iTelescope SRO Observatory, Auberry), Y. Ikari (Moriyama), K. Nishiyama et A. Asami (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS), et F. Losse (St Pardon de Conques).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 K4 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 01 Mai 2015 à une distance d'environ 2,0 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15KB4.html (MPEC 2015-K114)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20K4;old=0;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

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues.

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe composée de scientifiques de l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (IPAG - CNRS/Université Joseph Fourrier), de la NASA, de l'ESA et de l'Université d'Aalto en Finlande, a prédit pour la première fois l'existence d'aurores visibles à l'œil nu sur une autre planète tellurique que la Terre : Mars. Ce résultat a été obtenu grâce à des simulations numériques et un simulateur d'aurores, la Planeterrella et est publié dans la revue Planetary and Space Science du 26 mai 2015.

Les aurores polaires se produisent lorsque des particules chargées d'origine solaire, conduites par le champ magnétique local, pénètrent dans une atmosphère planétaire et excitent les atomes et les molécules de l'atmosphère. Lorsque la désexcitation s'accompagne d'émission lumineuse, il se produit une aurore. Sur Terre, les aurores sont essentiellement vertes ou rouges (excitation de l'oxygène atomique), mais aussi mauves (excitation de l'azote moléculaire).

La planète Mars a été le siège d'un champ magnétique pendant le premier milliard d'années de son existence. S'il s'est éteint, il en reste des rémanences locales en surface, qui portent le nom « d'anomalies magnétiques » et sont essentiellement concentrées dans l'hémisphère sud. Les aurores martiennes ont été découvertes en 2005 au-dessus de ces anomalies magnétiques grâce à l'instrument SPICAM [1] à bord du satellite de l'ESA Mars Express [2]. Elles l'ont été dans la gamme d'observation de l'instrument, en l'occurrence l'ultraviolet et ont été récemment confirmées par la mission MAVEN [3] de la NASA.

Le travail de cet article montre que, sur Mars, des aurores se produisent aussi dans le domaine visible de la lumière. Les couleurs les plus intenses sont un bleu très profond, proche du bleu éponyme du peintre Yves Klein. Comme sur la Terre, les couleurs verte et rouge sont également présentes. Plusieurs fois par cycle solaire, après des éruptions solaires intenses, ces aurores sont suffisamment brillantes pour être vues à l'œil nu : un spationaute marchant sur le sol rouge de la planète verrait, en levant la tête, le ciel nocturne s'en illuminer.

Cette prédiction s'appuie d'une part sur une modélisation physique à travers une série de codes informatiques développés à l'IPAG et à la NASA. Les chercheurs ont calculé que la partie bleue provoquée par une désexcitation du dioxyde de carbone ionisé (à 412 nm et 434 nm) est intense vers 140 km d'altitude, où elle se mélange avec la raie [4] verte (577.7 nm) de l'oxygène atomique. Vers 160 km, le ciel martien devient rouge (630 nm) par désexcitation également de l'oxygène atomique.

D'autre part, les chercheurs ont utilisé la Planeterrella, un simulateur d'aurores développé essentiellement pour le grand public à l'IPAG par plusieurs auteurs de cet article dont il existe dix-sept copies dans le monde. Ils y ont remplacé le gaz atmosphérique terrestre par du CO₂, composant majoritaire de l'atmosphère martienne. La photographie dévoile les aurores bleues obtenues.

Notes :

[1] SPICAM (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars) est un spectromètre imageur ultraviolet et infrarouge.
[2] J.-L. Bertaux et al., Nature, 2005
[3] MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission) est une mission de la Nasa lancée en 2013 et dédiée à l'étude de l'atmosphère Martienne
[4] Lorsque que les atomes ou molécules sont excités par collision du vent solaire, ils vibrent, tournent dans des modes bien précis, et aussi, des électrons qu'ils contiennent s'écartent de leur état d'origine. La désexcitation qui s'en suit vers le mode « initial » s'accompagne d'un relâchement de l'énergie via l'émission de lumière. Comme les modes d'excitation possibles sont bien précis, les longueurs d'onde de la lumière qui sont émises le sont également. C'est cela qu'on appelle les raies de lumière. Ces raies sont donc des fréquences de la lumière bien précises qui sont caractéristiques des atomes ou molécules qui ont émis cette lumière.

Référence : 

Prediction of blue, red and green aurorae at Mars, J. Lilensten, D. Bernard, M. Barthélemy, G. Gronoff, C. Simon-Wedlund, A. Opitz, Planetary and Space Science, Mai 2015, PII : S0032-0633(15)00130-0, DOI : 10.1016/j.pss.2015.04.015

Discovery of an aurora on Mars, J.-L. Bertaux F. Leblanc, O. Witasse, E. Quemerais, J. Lilensten, S. A. Stern, B. Sandel and O. Korablev, Nature (435 ; p 790–794), 2005, doi 10.1038.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5319

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale menée par un chercheur du CNRS au laboratoire Galaxies, étoiles, physique, instrumentation (GEPI – CNRS/Observatoire de Paris/Université Paris Diderot), a découvert trois étoiles qui apportent un nouveau regard sur l'époque des premières étoiles appelée âge sombre. L'étude, publiée dans la revue Astronomy and Astrophysics du 26 mai 2015, s'appuie sur la découverte de trois étoiles anciennes de compositions et de tailles singulières qui montrent la nécessité de développer de nouveaux modèles théoriques de la formation de ces étoiles des premiers temps.

Lors de l'âge sombre, l'Univers était rempli d'hydrogène neutre et les étoiles n'étaient pas encore formées. Dans ce cadre, aussitôt que les étoiles ont commencé à se former elles ont « ré-ionisé » l'hydrogène, et les photons ont alors pu se propager pour éventuellement parvenir jusqu'à nous… Aujourd'hui nous pouvons observer la faible lueur de cette première génération d'étoiles.

Les toutes premières étoiles de l'Univers sont massives et d'évolution rapide. Elles forment progressivement de - très - petites quantités d'éléments lourds (comme le carbone, le fer…) qu'elles répandent dans la matière interstellaire dans leur explosion finale. Les seules étoiles qui peuvent encore témoigner de l'âge sombre sont les étoiles de faible masse - plus faible que celle du Soleil : elles ont une évolution très lente, un durée de vie très longue et elles subsistent de nos jours.  Leur matière primitive contient peu d'éléments lourds car ceux-ci se formaient à peine dans l'univers. Or la théorie prédit qu'il est difficile de former des étoiles de petites masses à partir de matière contenant peu de métaux car ils sont nécessaires pour assurer le refroidissement de la matière qui se condense en étoile.

Les trois étoiles nouvellement découvertes datent de l'âge sombre (il y a 13 milliards d'années) et  sont des étoiles de faible masse qui comportent cent mille fois moins de fer que le Soleil, contredisant les prédictions théoriques. Cela démontre que le mécanisme de formation des premières générations d'étoiles doit nécessairement pouvoir conduire aussi à la formation d'étoile de faible masse telles que le Soleil voire moins (tout en contenant peu d'éléments lourds).

L'étude des abondances relatives des éléments composant ces étoiles révèle qu'elles ont une importante abondance de carbone en comparaison à celle d'éléments plus lourds tels que le fer. Cela signifie que ces étoiles anciennes appartiennent à une classe particulière d'étoiles dont un premier « prototype » avait déjà été identifié en 1998 [1]. Or la présence d'une fraction importante de carbone pourrait être un ingrédient essentiel à la formation des étoiles de faible masse grâce à la grande efficacité du carbone sous toutes ses formes à refroidir le nuage primordial lorsqu'il se contracte.

Cependant, dans un autre étude, le même groupe a découvert l'étoile SDSS J102915+172927 [2] qui est particulièrement exceptionnelle car elle contient certes autant de fer que les 3 étoiles de la présente étude. Plus précisément elle ne présente pas de surabondance de carbone par rapport au fer.

Or si le carbone contribue fortement au refroidissement, celui-ci n'est pas, classiquement, suffisant pour permettre la formation d'étoiles de masse inférieure à 10 masses solaires. Pour franchir ce seuil et parvenir à la formation d'étoiles de la taille de celles observées ici, il faut un mécanisme de refroidissement supplémentaire plus important tel que le refroidissement par les poussières. C'est le seul processus qui peut amener le gaz du nuage primordial dans le bon régime de masses.

L'étude des éléments au sein de ces étoiles suggère donc un nouveau scénario de la formation des premières étoiles. Il faut également expliquer le taux de carbone particulièrement élevé observé dans une des étoiles. Les étoiles ne se forment pas isolément, mais en groupe, au sein de petits halos de matière sombre. Les étoiles massives en fin de vie, expulsent la matière qu'elles ont formée, mais une partie, notamment les éléments légers comme le carbone et l'oxygène retombe vers l'étoile. Certaines supernovae, de faible énergie d'explosion, n'expulsent que les couches plus externes, notamment celles qui contiennent les éléments légers comme le carbone et l'oxygène. Cela permet d'expliquer l'enrichissement particulier en carbone des étoiles formées ultérieurement à partir de cette matière expulsée.

Si ce scénario apporte un nouveau regard sur la formation des premières générations d'étoiles, avec ces observations les astronomes font aussi face à une nouvelle question car dans l'atmosphère de ces étoiles on pourrait s'attendre à observer du lithium, puisque celui-ci a été produit en même temps que l'hélium au moment du big bang. Pourtant aucune trace de lithium n'a été observée dans ces étoiles. Un mystère de plus qui fait de ces étoiles des premiers âges des objets d'autant plus fascinants à étudier.

Notes :

[1] A carbon-rich extremely-metal-poor star, P. Bonifacio, P. Molaro, T.C. Beers, G. Vladilo, Astronomy and Astrophysics, v.332, p.672-680 (1998) : CS 22957-027.

[2] An extremely primitive star in the Galactic halo, E. Caffau, P. Bonifacio, P. François, et al.,
Nature, Volume 477, Issue 7362, pp. 67-69 (2011)

Référence : 

TOPoS: II. On the bimodality of carbon abundance in CEMP stars - Implications on the early chemical evolution of galaxies, P. Bonifacio et al., Astronomy and Astrophysics, juin 2015.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5323

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2015 J3 (NEOWISE)

Une nouvelle comète a été découverte sur les images prises les 15 et 16 Mai 2015 par le satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) dans le cadre de son programme NEOWISE. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de R. A. Kowalski (Catalina Sky Survey), R. A. Mastaler et J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II),  A. Maury, J.-F. Soulier, J.-G. Bosch, et T. Noel (CAO, San Pedro de Atacama) , H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), M. Schwartz et P. R. Holvorcem (Tenagra II Observatory), et A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2015 J3 (NEOWISE) indiquent un passage au périhélie le 04 Mars 2015 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil, et une période d'environ 6,36 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15K55.html (MPEC 2015-K55)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 03 Mars 2015 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil, et une période d'environ 6,13 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15M77.html (MPEC 2015-M77)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20J3;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2015 K2 (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 obtenues le 18 Mai 2015 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de R. A. Mastaler (LPL/Spacewatch II), R. J. Wainscoat et P. Forshay (Mauna Kea), A. Maury et J. F. Soulier (CAO, San Pedro de Atacama), M. Schwartz et P. R. Holvorcem (Tenagra II Observatory), G. Fornas (Centro Astronomico Alto Turia, Valencia), et H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 K2 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 08 Juin 2015 à une distance d'environ 1,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15K56.html (MPEC 2015-K56)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20K2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2015 K1 (Master)

Une nouvelle comète a été découverte sur les images prises par D. Denisenko et al. les 17 et 18 Mai 2015 avec le télescope de 0.4-m f/2.5 MASTER (Mobile Astronomical System of the Telescope-Robots) du South African Astronomical Observatory. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de A. Oreshko (via Elena Remote Observatory, San Pedro de Atacama), A. Maury, J.-G. Bosch, J.-F. Soulier et T. Noel (CAO, San Pedro de Atacama), et B. Lutkenhoner (via Slooh.com Chile Observatory, La Dehesa).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 K1 (Master) indiquent un passage au périhélie le 15 Octobre 2014 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15K70.html (MPEC 2015-K70)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 13 Octobre 2015 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15N31.html (MPEC 2015-N31)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20K1;old=0;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

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues.

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes ont passé des décennies à essayer de déterminer le comportement excentrique d'une étoile vieillissante surnommée "Nasty 1" résidant dans notre galaxie, la Voie Lactée. Nasty 1 a été identifiée comme une étoile Wolf-Rayet, une étoile évoluant rapidement et qui est beaucoup plus massive que notre Soleil. L'étoile perd rapidement ses couches externes remplies d'hydrogène, exposant son noyau super-chaud et extrêmement lumineux d'hélium en combustion.

Mais Nasty 1 ne ressemble pas à une étoile Wolf-Rayet typique. Des astronomes utilisant le télescope spatial Hubble de la NASA s'attendaient à voir un écoulement bipolaire de lobes jumeaux de gaz de l'étoile, peut-être similaires à ceux émanant de l'étoile massive Eta Carinae. Les astronomes ont été surpris, toutefois, de trouver un disque en forme de crêpe de gaz entourant l'étoile. La vaste disque est près de 1000 fois le diamètre de notre Système solaire. Il s'est peut-être formé à partir de l'interaction entre Nasty 1 et une étoile compagnon invisible. L'étoile peut représenter une brève étape transitoire dans l'évolution des étoiles très massives. Le surnom de Nasty 1 a été dérivé de son nom de catalogue de NaSt1.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/21/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

À première vue, la région couverte par cette dernière image de Mars Express publiée semble être criblée de cratères d'impact. Mais la plus grande structure de ceux-ci peut détenir un secret plutôt explosif : ce pourrait être les restes d'un ancien supervolcan.

Siloe Patera - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Les images présentées ici ont été prises par la caméra stéréoscopique haute résolution sur Mars Express de l'ESA le 26 Novembre 2014 et se concentrent sur la fonctionnalité de Siloe Patera dans la région d'Arabia Terra de Mars.

Siloe Patera dans le contexte - Crédit : NASA MGS MOLA Science Team

Siloe Patera se compose de deux grands cratères imbriqués, à proximité du centre de l'image principale en couleurs. Le bord extérieur mesure environ 40 x 30 km et, à son point le plus profond, le cratère plonge aussi bas que 1 750 m au-dessous des plaines environnantes.

Certains scientifiques pensent que Siloe Patera et un certain nombre de caractéristiques similaires dans Arabia Terra sont des caldeiras, les centres effondrés de volcans. Mais pas n'importe quel volcans : ceux-ci sont considérés comme des supervolcans martiens.

Sur Terre, un supervolcan est défini comme un volcan qui peut produire au moins 1000 kilomètres cubes de matériaux volcaniques dans une éruption – des milliers de fois plus grandes que des éruptions volcaniques « normales » et assez puissantes pour modifier le climat mondial. Un exemple est la caldeira de Yellowstone aux États-Unis.

Les supervolcans se produisent lorsque le magma est pris au piège sous la surface, conduisant à une énorme pression accumulée dedans. Ils éclatent soudainement dans des explosions violentes et ainsi ne "grandissent "pas en montagnes pentues comme Olympus Mons. Ceci les rend difficile à identifier, en particulier des millions ou des milliards d'années plus tard.

Mais un certain nombre de cratères de formes irrégulières ont été détectés dans la région d'Arabia Terra qui pourrait représenter une famille des caldeiras anciennes de supervolcans.

Topographie de Siloe Patera - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Siloe Patera est un bon exemple. Elle est caractérisée par deux dépressions avec des parois abruptes, des caractéristiques d'effondrement et de bas relief topographique. Les deux dépressions pourraient même représenter deux épisodes éruptifs différents en raison de l'effondrement lorsque la pression du magma sous-jacent a été libérée ou lorsque la chambre magmatique a migré sous la surface.

Par comparaison, les cratères d'impact incluent des fonctionnalités comme un pic central, des bords de cratère soulevés et des couvertures d'éjecta qui les entourent. En effet, les cratères d'impact sont très répandus dans cette scène : des exemples classiques peuvent être trouvés dans les deux cratères côte à côte juste au-dessus de Siloe Patera, et dans le grand cratère à l'extrême droite de la scène. Ces cratères présentent chacun un pic central, des parois du cratères en terrasses et une couverture d'éjectas environnante.

Un cratère d'impact avec la profondeur au rapport de diamètre comparable à Siloe Patera devrait montrer ces fonctionnalités – à moins peut-être que le cratère ait subi une érosion ou une modification – mais ce n'est pas le cas.

Vue en perspective de Siloe Patera - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

En regardant de plus près Siloe Patera, comme le montre la vue en perspective, de nombreux petits canaux et ravins sont vus, coupés dans les parois et en partie aboutissant à la dépression. Une caractéristique importante comme une vallée est présente au premier plan, qui coupe dans la dépression d'un seul côté.

La vallée, ainsi que de nombreux autres petits canaux dans le voisinage immédiat, semble couper le matériau à la partie inférieure gauche des cratères qui pourraient être l'ejecta d'un impact ou un écoulement volcanique.

Si c'est de l'éjecta d'impact, alors sa distribution asymétrique pourrait s'expliquer par un impact de météorite oblique ou par l'érosion sélective de la couverture. Sinon, ce pourrait également être le produit de la coulée de lave de cette partie de la caldeira.

Siloe Patera en 3D - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Arabia Terra est déjà connu pour comporter des plaines de matériaux à grains fins, des couches de sulfate et des matériaux comportant de l'argile. La source du matériel a été longuement débattue, mais la lave et la poussière provenant d'éruptions pourraient être l'explication.

Sans aucun doute, plus de données et une couverture en haute résolution – et même un échantillonnage in situ – seraient nécessaires pour résoudre ce mystère. Et étant donné que les gaz libérés dans les éruptions de supervolcan auraient pu avoir des effets importants sur le climat martien, il s'agit d'un sujet de grand intérêt.

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes ont acquis, au moyen du Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO au Chili, l'image la plus détaillée à ce jour de la Nébuleuse de la Méduse. En son centre figure une étoile en fin de vie dont l'enveloppe externe est expulsée dans l'espace environnant et forme ce nuage haut en couleurs. Cette image préfigure la destinée ultime du Soleil, appelé à constituer un objet de ce type.

Cette magnifique nébuleuse planétaire tire son appellation d'une redoutable créature de la mythologie grecque – la Gorgone Méduse. Egalement baptisée Sharpless 2-274, elle se situe dans la constellation des Gémeaux, à environ 1500 années-lumière de la Terre. La Nébuleuse de la Méduse s'étend sur quelque quatre années-lumière. Toutefois, sa faible luminosité la rend extrêmement difficile à observer.

Méduse était une horrible créature – des serpents coiffaient sa tête, en lieu et place de l'habituelle chevelure. Ce sont ces reptiles qu'évoquent les longs filaments de gaz lumineux de cette nébuleuse. La lueur rouge émise par l'hydrogène ainsi que la faible émission de couleur verte due à l'oxygène s'étendent bien au-delà de la nébuleuse et dessinent un croissant dans le ciel. L'éjection de matière par les étoiles vieillissantes est bien souvent intermittente et peut se traduire par l'apparition de structures fascinantes au cœur même des nébuleuses planétaires.

Des dizaines de milliers d'années durant, les intérieurs stellaires des nébuleuses planétaires baignent dans ces splendides nuages de gaz colorés [1]. Plusieurs milliers d'années sont ensuite nécessaires à lentement disperser le gaz dans l'environnement. Il s'agit là de l'ultime phase évolutive des étoiles semblables au Soleil, qui achèveront leur existence sous la forme de naines blanches. Ce passage par la phase “nébuleuse planétaire” représente une infime fraction de la durée de vie d'une étoile – de même, le temps que prend un enfant pour constituer une bulle de savon et la laisser évoluer dans l'air ambiant constitue un bref instant, comparé à la durée moyenne d'une vie humaine.

L'intense rayonnement ultraviolet en provenance de l'étoile chaude située au cœur de la nébuleuse est responsable de l'ionisation – ou perte d'électrons des atomes du gaz qui s'échappe. Les teintes arborées par ce gaz incandescent peuvent être utilisées pour identifier les objets observés. Ainsi, la lueur verte émise par l'oxygène doublement ionisé ([O III]) constitue un marqueur de nébuleuse planétaire. Au moyen de filtres appropriés, les astronomes peuvent isoler ce rayonnement du gaz incandescent et renforcer le contraste entre la nébuleuse peu lumineuse et le fond du ciel plus sombre.

Lorsque l'émission de couleur verte [OIII] en provenance de la nébuleuse fut observée pour la toute première fois, les astronomes pensèrent avoir découvert un nouvel élément qu'ils baptisèrent nebulium. Pat la suite, ils réalisèrent qu'il s'agissait en réalité d'un rayonnement rarissime [2] produit par une forme ionisée de l'oxygène, un élément pour le moins courant.

La nébuleuse fut également baptisée Abell 21 (et cataloguée sous la référence PN A66 21), en référence à l'astronome américain George O. Abell qui découvrit cet objet en 1955. Des années durant, les scientifiques se demandèrent si le nuage pouvait constituer le vestige d'une explosion de supernova. Au cours des années 1970 toutefois, ils furent en mesure de déterminer certaines des propriétés de la matière constituant le nuage, en particulier son mouvement, et l'identifièrent sans le moindre doute à une nébuleuse planétaire [3].

Cette image a été constituée à partir des données de l'instrument FORS (Réducteur de FOcale et Spectrographe à faible dispersion) qui équipe le VLT, acquises dans le cadre du programme Joyaux Cosmiques de l'ESO [4].

Note(s) :

[1] Contre toute attente, le coeur stellaire de la Nébuleuse de la Méduse n'est pas constitué de l'étoile brillante figurant au centre de cette image – il s'agit en réalité d'une étoile notée TYC 776-1339-1 et située en avant-plan. L'étoile centrale de la Méduse est une étoile bleuâtre, peu lumineuse, décalée par rapport au centre du croissant, et qui occupe la partie droite de cette image.

[2] Ce type de rayonnement se produit rarement parce qu'il résulte d'un processus interdit – une succession de transitions interdites par les règles de sélection quantique mais susceptible de se produire avec une faible probabilité. La figuration de crochets [ ] indique que ce rayonnement ([OIII]) est interdit, et la mention de trois I désigne la forme doublement ionisée de l'élément oxygène O.

[3] La vitesse d'expansion du nuage est voisine de 50 km/s – nettement inférieure à celle caractérisant les restes d'une supernova.

[4] Le programme Joyaux Cosmiques de l'ESO consiste à produire puis mettre à la disposition des enseignants et du grand public des images intéressantes, intrigantes ou visuellement attractives d'objets observés au moyen des télescopes de l'ESO. Le programme utilise du temps de télescope qui ne peut être destiné à des observations scientifiques. L'ensemble des données acquises pouvant également s'avérer utile aux scientifiques, elles 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 Joyaux Cosmiques de l'ESO

- Photos du VLT

- Photos réalisées avec le VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1520/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2015 H2 (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 obtenues le 24 Avril 2015 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de T. Linder et R. Holmes (via Cerro Tololo), A. Maury, J.-F. Soulier et J.-G. Bosch (CAO, San Pedro de Atacama), C. Jacques, E. Pimentel et J. Barros (SONEAR Observatory, Oliveira), R. J. Wainscoat et L. Wells (Mauna Kea), H. Sato (Q62 iTelescope Observatory, Siding Spring). Des observations antérieures à la découverte, obtenues le 20 Avril 2015 par M. Gedek, M. Zolnowski, M. Kusiak et R. Reszelewski (Polonia Observatory, San Pedro de Atacama) ont également été identifiées.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 H2 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 06 Septembre 2016 à une distance d'environ 4,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15J04.html (MPEC 2015-J04)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 12 Septembre 2016 à une distance d'environ 4,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15K84.html (MPEC 2015-K84)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20H2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Comètes SOHO

- P/1999 R1 = 2003 R5 = 2007 R5 = 2011 R4 (SOHO) : La comète détectée par T. Lovejoy, K. Cernis et B. Zhou sur les images du coronographe LASCO C2 du satellite SOHO obtenues le 06 Septembre 2011 et sur les images du coronographe LASCO C3 obtenues les 06 et 07 Septembre 2011, mesurée par K. Battams, a été reliée à la comète P/1999 R1 (SOHO) et a reçu la dénomination de P/2011 R4 (SOHO). Les éléments orbitaux de la comète P/1999 R1 = 2003 R5 = 2007 R5 = 2011 R4 (SOHO) indiquent un passage au périhélie le 04 Septembre 2011 à une distance d'environ 0,053 UA du Soleil, et une période d'environ 3,99 ans.

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/1999 R1 = 2003 R5 = 2007 R5 = 2011 R4 (SOHO) a reçu la dénomination définitive de 322P/SOHO en tant que 322ème comète périodique numérotée.

- P/1999 X3 = 2004 E2 = 2008 K10 = 2012 Q2 (SOHO) : La comète détectée par R. Kracht et H. Su sur les images du coronographe LASCO C2 du satellite SOHO obtenues les 19 et 20 Août 2012, mesurée par K. Battams, a été reliée à la comète P/1999 X3 (SOHO) et a reçu la dénomination de 2012 Q2 (SOHO). Les éléments orbitaux de la comète P/1999 X3 = 2004 E2 = 2008 K10 = 2012 Q2 (SOHO) indiquent un passage au périhélie le 24 Novembre 2016 à une distance d'environ 0,039 UA du Soleil, et une période d'environ 4,15 ans.

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/1999 X3 = 2004 E2 = 2008 K10 = 2012 Q2 (SOHO) a reçu la dénomination définitive de 323P/SOHO en tant que 317ème comète périodique numérotée.

- P/2001 D1 = 1997 J6 = 2004 X7 = 2008 S2 = 2012 M2 (SOHO) : La comète détectée par R. Kracht sur les images du coronographe LASCO C2 du satellite SOHO obtenues le 30 Juin 2012, mesurée par K. Battams, a été reliée à la comète P/2001 D1 (SOHO) et a reçu la dénomination de P/2012 M2 (SOHO). Les éléments orbitaux de la comète P/2001 D1 = 1997 J6 = 2004 X7 = 2008 S2 = 2012 M2 (SOHO) indiquent un passage au périhélie le 10 Avril 2016 à une distance d'environ 0,045 UA du Soleil, et une période d'environ 3,77 ans.

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2001 D1 = 1997 J6 = 2004 X7 = 2008 S2 = 2012 M2 (SOHO) a reçu la dénomination définitive de 321P/SOHO en tant que 321ème comète périodique numérotée.

- C/2015 D1 (SOHO) : Les éléments orbitaux de comète C/2015 D1 (SOHO), établis initialement pour correspondre aux observations avant et après le passage au périhélie, ont été recalculés et indiquent que le passage au périhélie s'est produit le 19 Février 2015 à une distance de 0,0284670 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15K01.html (MPEC 2015-K01)

C/2015 J1 (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 obtenues le 14 Mai 2015 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de A. Maury et J.-F. Soulier (CAO, San Pedro de Atacama), R. J. Wainscoat et D. Woodworth ( Mauna Kea), A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), et R. A. Mastaler (LPL/Spacewatch II).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 J1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 31 Juillet 2014 à une distance d'envrion 6,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15K17.html (MPCE 2015-K17)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 29 Juin 2014 à une distance d'environ 6,0 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15O21.html (MPEC 2015-O21)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20J1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2015 J2 (PANSTARRS)

Les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) ont découvert une nouvelle comète sur les images obtenues le 15 Mai 2015 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de R. J. Wainscoat et D. Woodworth (Mauna Kea), J. Lacruz (La Canada), A. Maury, J.-F. Soulier et J.-G. Bosch (CAO, San Pedro de Atacama), A. Maury (Observatorio Panameno, San Pedro de Atacama), T. Linder  et R. Holmes (Cerro Tololo), F. Losse (St Pardon de Conques), M. Schwartz et P. R. Holvorcem (Tenagra II Observatory), W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), l'équipe de Pan-STARRS (Pan-STARRS 2, Haleakala), et H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 J2 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 17 Octobre 2015 à une distance d'envrion 4,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15K18.html (MPEC 2015-K18)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 08 Septem bre 2015 à une distance d'environ 4,3 UA du Soleil.http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15M77.html (MPEC 2015-M77)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20J2;old=0;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

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues.

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les amas globulaires sont des villes d'étoiles isolées, domiciles de centaines de milliers d'étoiles. Et comme le rythme rapide des villes, il y a beaucoup d'action dans ces métropoles stellaires. Les étoiles sont constamment en mouvement, en orbite autour du centre de l'amas. Les dernières observations ont montré que les étoiles poids lourds vivent dans le centre-ville bondé, ou noyau, et les étoiles légères résident dans les banlieues moins peuplées.

Mais comme les étoiles poids lourds vieillissent, elles perdent rapidement de la masse, refroidissent et éteignent leurs fourneaux nucléaires. Après la purge, seuls les noyaux lumineux et super chauds des étoiles restent, et ils sont appelés des naines blanches. Ce programme de perte de poids entraîne les naines blanches maintenant allégées à être déplacées hors du centre-ville grâce à des interactions gravitationnelles avec les étoiles plus imposantes. À chaque rencontre, les orbites des naines blanches commencent à s'étendre vers l'extérieur du centre bondé de l'amas. Jusqu'à ces observations de Hubble, les astronomes n'avaient jamais vu la bande transporteuse dynamique en action. Les nouveaux résultats de Hubble révèlent de jeunes naines blanches sur leur exode au rythme lent de 40 millions d'années à partir du centre animé de l'amas globulaire 47 Tucanae dans notre galaxie, la Voie Lactée.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/16/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des observations effectuées au moyen du Très Grand Télescope de l'ESO au Chili ont permis de découvrir un nouveau type d'amas globulaires “sombres” autour de la galaxie géante Centaurus A. Bien qu'ils ressemblent à des amas classiques, ces mystérieux objets sont bien plus massifs et donc susceptibles d'abriter de vastes quantités de matière noire, voire d'imposants trous noirs – une telle découverte, si elle se trouvait confirmée, serait totalement inattendue et incomprise.

De forme circulaire, les amas globulaires sont composés de milliers d'étoiles et sont en orbite autour de la plupart des galaxies. Ils figurent parmi les plus anciens systèmes stellaires de l'Univers et, à ce titre, assistèrent et survécurent au long processus de croissance et d'évolution des galaxies.

Matt Taylor, doctorant à l'Université Catholique Pontificale du Chili à Santiago, et bénéficiaire d'une bourse d'études de l'ESO, est le principal auteur de cette nouvelle étude. Il nous en explique l'intérêt : “Les amas globulaires et les étoiles qui les composent constituent des clés de la compréhension de la formation et de l'évolution des galaxies. Des décennies durant, les astronomes ont pensé que les étoiles d'un amas globulaire donné étaient toutes caractérisées par des âges et des compositions semblables – mais nous savons aujourd'hui qu'il s'agit d'objets bien plus étranges et complexes qu'il n'y paraît.”

La galaxie elliptique Centaurus A (également notée NGC 5128) est une galaxie géante – la galaxie de ce type la plus proche de la Voie Lactée. Elle semble abriter rien moins que 2000 amas globulaires, pour la plupart nettement plus lumineux et massifs que les 150 objets de ce type qui sont en orbite autour de la Voie Lactée.

Matt Taylor et son équipe viennent de réaliser l'étude la plus complète à ce jour d'un échantillon de 125 amas globulaires en orbite autour de Centaurus A. A cet effet, ils ont utilisé l'instrument FLAMES qui équipe le Très Grand Télescope de l'ESO à l'Observatoire de Paranal au nord du Chili [1].

De ces observations, ils ont déduit la masse de chaque amas [2] puis ont comparé les valeurs obtenues à leurs luminosités respectives.

Il est apparu que les amas les plus brillants de l'échantillon présentaient une masse supérieure à celle attendue – directement proportionnelle au nombre d'étoiles constituantes. Plus surprenant : certains amas globulaires étaient nettement plus massifs qu'ils semblaient l'être, à première vue. Et leur surplus de masse était corrélé à une fraction d'autant plus importante de matière sombre. Mais qu'elle était donc cette matière noire, massive et cachée au sein de ces amas ?

Les hypothèses étaient multiples. Peut-être les amas sombres abritent-ils des trous noirs, ou tout autre vestige stellaire sombre en leur sein ?  Cette hypothèse pourrait en partie expliquer la masse manquante. Toutefois, l'équipe considéra qu'elle ne pouvait rendre compte de l'ensemble des observations. Et s'il s'agissait de matière noire ? Se pourrait-il que, pour une raison inconnue, certains amas renferment, aujourd'hui encore, cette mystérieuse substance ? Cette hypothèse serait en accord avec les observations. Toutefois, elle irait à l'encontre de la théorie – largement acceptée – selon laquelle les amas globulaires sont dépourvus de matière noire.

Thomas Puzia, co-auteur de l'étude, ajoute : “Le fait que nous ayons découvert des amas dont le nombre d'étoiles ne peut expliquer une masse si élevée suggère l'existence de plusieurs types d'amas globulaires, caractérisés par des processus de formation différents. Certains amas d'étoiles semblent dotés de propriétés semblables à celles d'autres amas globulaires, mais les apparences sont parfois trompeuses.”

A l'heure actuelle, ces objets demeurent mystérieux. Divers indices laissent à penser que des amas sombres de ce type pourraient exister, ailleurs. Pour cette raison, l'équipe s'est lancée à la recherche d'autres amas globulaires au sein d'autres galaxies.

Matt Taylor résume ainsi la situation : “Nous venons de découvrir un nouveau type d'amas stellaire, pour le moins mystérieux ! Ce résultat montre que nous avons encore beaucoup à apprendre concernant les processus de formation des amas globulaires. C'est un résultat important. Il nous reste à présent à trouver d'autres exemples d'amas sombres de ce type autour d'autres galaxies.”

Note(s) :

[1] Jusqu'alors, seuls les amas stellaires du Groupe Local avaient fait l'objet d'études aussi détaillées, la relative petitesse des distances permettant la détermination directe de leurs masses. En poussant l'instrument FLAMES du VLT à ses limites, les astronomes sont parvenus à estimer les masses d'amas globulaires dans un environnement nettement différent – celui de NGC 5128, une galaxie elliptique, massive et isolée, située en périphérie du Groupe Local à quelque 12 millions d'années-lumière.

[2] Les observations de FLAME ont livré des informations sur les mouvements des étoiles au sein des amas. Ces données sur la vitesse orbitale étant intrinsèquement liées à l'intensité du champ gravitationnel dans lequel ces étoiles évoluent, les astronomes ont pu en déduire la masse de l'amas – ou masse dynamique. Le pouvoir collecteur du miroir de 8,2 mètres de l'Unité Télescopique du VLT et la capacité de FLAMES d'observer plus de 100 amas simultanément, ont permis d'acquérir les données nécessaires à cette étude.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Observational evidence for a dark side to NGC 5128's globular cluster system”, par M. Taylor et al., à paraître dans Astrophysical Journal.

L'équipe est composée de Matthew A. Taylor (Université Catholique Pontificale du Chili, Santiago, Chili; ESO, Santiago, Chili), Thomas H. Puzia (Université Catholique Pontificale du Chili), Matias Gomez (Université Andres Bello, Santiago, Chili) et Kristin A. Woodley (Université de Californie, Santa Cruz, Californie, Etats-Unis).

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 :

- L'article scientifique

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1519/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe de recherche franco-espagnole est parvenue à identifier des signes très sérieux de la présence d'un « premier cœur hydrostatique » dans une proto-étoile située dans le nuage moléculaire de Persée. Le « premier cœur hydrostatique » est une étape critique dans l'évolution du nuage protostellaire qui le fait devenir étoile. C'est un moment de basculement de courte durée aux échelles de temps astronomiques et par conséquent très difficile à observer. L'étude a été menée par une chercheuse CNRS du Laboratoire d'étude du rayonnement et de la matière en astrophysique et atmosphères (LERMA – CNRS/Observatoire de Paris/UPMC/Université de Cergy Pontoise/ENS) et réalisée avec l'interféromètre NOEMA de l'Institut de radioastronomie millimétrique (IRAM) [1]. Elle est publiée dans la revue Astronomy and Astrophysics du 12 mai 2015.

Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire dense et froid. L'effet combiné de la rotation de la matière et du champ magnétique donne une direction privilégiée à la contraction et conduit à la formation d'un disque en rotation, où se formeront d'éventuelles planètes. Associé à ce disque, un jet perpendiculaire à celui-ci permet d'évacuer le moment cinétique [2]. Dans cette théorie, une étape essentielle est la formation du premier coeur hydrostatique. 

À ce stade, le gaz s'est déjà réchauffé et fortement comprimé, cependant les températures et densités ne sont pas encore suffisantes pour dissocier les molécules d'hydrogène. La contraction ralentit donc un moment tandis que les températures montent, jusqu'au moment où l'hydrogène est dissocié ce qui relance l'effondrement gravitationnel, pour conduire finalement à la formation d'une protoétoile où les conditions d'allumage des réactions nucléaires vont se mettre progressivement en place. Simultanément apparaît un flot relativement lent qui évacue de la matière de chaque côté du disque. Cette étape de "premier coeur hydrostatique” est très courte à l'échelle des temps astronomiques puisqu'elle dure environ mille ans.

De tels objets éphémères – bien qu'essentiels pour tester les théories de formation stellaire – sont ainsi rares dans l'Univers et difficiles à identifier sans ambiguïté. Or le nuage moléculaire de Persée abrite plusieurs candidats et les observations effectuées avec l'interféromètre du plateau de Bure apportent des informations nouvelles sur deux d'entre eux situés dans le nuage dense Barnard 1b. Les chercheurs ont observé et caractérisé les flots moléculaires s'échappant de ces deux objets en déterminant leurs tailles, vitesses et âges... L'âge ainsi que la taille de ces flots sont notamment des paramètres importants. En effet, étant donné qu'un premier cœur hydrostatique marque le début du dégagement de matière en jets perpendiculaires, ces flots doivent nécessairement être jeunes et petits pour être issus d'un premier un coeur hydrostatique.

Pour déterminer ces caractéristiques, les chercheurs se sont focalisés sur le méthanol CH3OH et le formaldéhyde (H2CO) contenus dans ces flots, en les observant à des longueurs d'ondes caractéristiques et à la résolution angulaire de 2.3 seconde d'arc (correspondant ici à environ 530 Unités Astronomiques). Les observations ont révélé que chacune des deux sources protostellaires est associée à un flot moléculaire de petite taille. Les propriétés de ces flots ont permis de contraindre le bilan d'énergie et de moment cinétique pour chaque source, et ont été comparées aux prédictions de modèles d'effondrement gravitationnel dans un milieu magnétisé. La source B1b-S est déjà trop active en termes de vitesse et de taille du flot moléculaire pour être au stade de premier coeur hydrostatique. Elle reste néanmoins très jeune. En revanche les propriétés dynamiques de la source B1b-N restent parfaitement compatibles avec celles d'un premier coeur hydrostatique. Même s'il n'est pas encore possible de conclure avec certitude, la source B1b-N est un candidat très sérieux et nous sommes peut-être ici témoins de cette étape critique de la vie des étoiles en train de se dérouler.

Notes :

[1] L'Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) a été fondé par le Centre National de la Recherche Scientifique en France et la Max-Planck-Gesellschaft en Allemagne, rejoint par l'Instituto Geográfico Nacional en Espagne. Son siège social est à Grenoble ; L'IRAM gère un radiotélescope de 30 m de diamètre au Pico Veleta en Espagne, et l'interferometre NOEMA de 7 antennes de 15 m de diamètre sur le Plateau de Bure dans les Hautes-Alpes françaises, dont l'extension à 10 antennes est en cours.

[2] La conservation du moment cinétique est un effet physique bien connu, qui traduit l'augmentation de la vitesse de rotation lors de la contraction de la matière, comme lorsqu'un patineur accélère une pirouette en repliant les bras. Cette augmentation de la vitesse de rotation freine l'effondrement. Il est donc essentiel pour permettre la formation d'une étoile de ralentir la rotation et donc d'évacuer le moment cinétique loin de l'objet central. C'est le rôle du jet et du flot moléculaire.

Référence : 

Nascent bipolar outflows associated with the first hydrostatic core candidates Barnard 1b-N and 1b-S, M. Gerin^{1, 2}, J. Pety^{3, 1}, A. Fuente⁴, J. Cernicharo⁵, B. Commerçon⁶, and N. Marcelino⁷, Astronomy and Astrophysics, 12 mai 2015

¹ LERMA, Observatoire de Paris, CNRS UMR8112, Ecole Normale Supérieure, PSL research university, 24 Rue Lhomond, 75231, Paris cedex 05, France.
² Sorbonne Universités, UPMC université Paris 06, Paris, France.
³ Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM), 300 rue de la Piscine, 38406 Saint Martin d'Hères, France.
⁴ Observatorio Astronómico Nacional (OAN,IGN), Apdo 112, E-28803 Alcalá de Henares, Spain.
⁵ Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (ICMM-CSIC). E-28049, Cantoblanco, Madrid, Spain.
⁶ Centre de Recherche Astronomique de Lyon (CRAL), Ecole Normale Supérieure
⁷ INAF, Istituto di Radioastronomia, via P. Gobetti 101, 40129 Bologna,
  Italy.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5306

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Dans le cadre d'un programme d'observations mené avec le télescope spatial Hubble, une équipe associant le CEA, le CNRS et l'université Paris-Diderot a découvert la naissance d'un super-amas d'étoiles au sein d'une galaxie très lointaine. C'est la première fois qu'une région de formation stellaire aussi jeune est observée dans l'Univers distant, permettant d'étudier les mécanismes physiques et les conditions de formation des étoiles trois milliards d'années après le Big-Bang. Ces résultats sont publiés le 7 mai dans la revue Nature.

>> Voir le communiqué de presse <<

Afin d'étudier les mécanismes de formation d'étoiles au sein des toutes premières structures formées dans l'Univers jeune, les astrophysiciens ont observé des galaxies très lointaines, couplant les données du télescope spatial Hubble et du télescope Subaru (Hawaii), et remontant ainsi au début de l'histoire de la formation des galaxies.

Ils ont ainsi pu observer une galaxie située à 11 milliards d'années-lumière, dans laquelle ils ont identifié la signature d'un amas géant constitué de très jeunes étoiles. Ce type de structures est connu : ce sont des régions denses et très actives de formation d'étoiles, au sein d'une galaxie. En revanche, le super-amas d'étoiles découvert par l'équipe est formé depuis seulement 10 millions d'années et contient une très grande quantité de gaz. Il formait en étoiles l'équivalent de 30 fois la masse du Soleil par an, avec une efficacité dix fois supérieure aux valeurs moyennes observées à cette époque de l'histoire cosmique.

Les propriétés physiques de cet objet indiquent qu'au début de l'Univers, les amas d'étoiles nouvellement formés au sein des galaxies résistent à l'action destructrice des vents stellaires et des supernovae, pouvant ainsi survivre plusieurs centaines de millions d'années, et ce contrairement aux prédictions de certains modèles théoriques.

Ce que disent les simulations numériques à très haute résolution

Pour compléter l'interprétation de ces résultats inédits, les chercheurs ont également développé un ensemble de simulations hydrodynamiques à très haute résolution en utilisant le supercalculateur du Très grand centre de calcul du CEA et du GENCI pour reproduire la formation de ces super-amas. Ces simulations montrent que, dans les galaxies riches en gaz, le gaz se fragmente et forme beaucoup de nouvelles étoiles dans une même région durant les premiers millions d'années, atteignant des valeurs concordant avec les données du super-amas observé.

Après une quinzaine de millions d'années environ, l'effet des vents stellaires provenant des jeunes étoiles massives et de l'explosion des premières supernovae devient suffisamment fort pour contrebalancer l'effondrement gravitationnel du gaz : la formation stellaire décroit alors progressivement.

Un possible mécanisme pour expliquer la croissance des bulbes de galaxies

La découverte d'un complexe de formation stellaire aussi jeune dans une galaxie lointaine a des implications capitales sur la compréhension de la formation des galaxies à l'échelle cosmologique. En effet, les super-amas recensés dans les autres galaxies distantes correspondent à des complexes d'étoiles nettement plus évolués et plus âgés. La rareté du phénomène découvert ici - un super-amas observé dans sa jeunesse, et présentant un taux de formation d'étoiles très élevé - implique que la durée de vie des super-amas observés dans l'Univers lointain pourrait atteindre au moins 500 millions d'années.

Cette nouvelle contrainte exclut certains scénarios théoriques qui prédisent la destruction rapide des super-amas jeunes par l'action des vents provenant des étoiles massives nouvellement formées, et corrobore l'idée que ceux-ci peuvent vivre suffisamment longtemps pour évoluer dans le disque galactique au sein duquel ils se sont formés. Ils pourraient alors migrer vers le coeur de la galaxie et jouer un rôle majeur dans la croissance du bulbe et du trou noir géant central.

Caractériser finement le rôle de ces super-amas dans l'évolution des galaxies nécessite une détermination encore plus précise de leurs propriétés physiques - comme leur taille et leur masse dynamique. C'est l'objectif au coeur des futurs travaux de l'équipe de chercheurs, requérant en particulier les moyens d'observation du réseau d'antennes ALMA (Atacama Large Millimeter Array, au Nord du Chili), ainsi que du futur télescope spatial James Webb Space Telescope (JWST) dont le lancement est prévu pour fin 2018.

Notes :

La formation des étoiles dans les galaxies lointaines
Quand l'Univers n'avait que 3 milliards d'années, les galaxies avaient des caractéristiques très différentes de celles qu'elles présentent aujourd'hui : leurs formes étaient plus irrégulières, et leurs disques étaient beaucoup plus riches en gaz, formant leurs étoiles beaucoup plus rapidement. Celles-ci naissaient au sein de gigantesques régions de formation stellaire, beaucoup plus massives et plus lumineuses que celles typiquement observées dans les galaxies proches. Pourtant, la manière dont ces gros complexes d'étoiles s'assemblaient n'est pas encore comprise, et leur évolution à l'échelle de l‘histoire cosmique est fortement débattue.
Leur faible luminosité apparente requiert l'utilisation de puissants moyens d'observation.

Référence : 

An extremely young massive clump forming by gravitational collapse in a primordial galaxy, A. Zanella, et. al., Nature, 07 mai 2015

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5305

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La galaxie d'Andromède est le voisin le plus proche de notre Voie lactée dans l'espace. La majestueuse spirale de plus de 100 milliards d'étoiles est comparable en taille à notre propre galaxie. A une distance de 2,5 millions d'années-lumière, elle est si proche de nous que la galaxie peut être vue comme une tache de lumière en forme de cigare haute dans le ciel d'automne. Mais si vous pouviez voir l'énorme bulle de chaud plasma diffus qui l'entoure, elle semblerait 100 fois le diamètre angulaire de la Pleine Lune. Le gargantuesque halo est estimé contenir la moitié de la masse des étoiles dans la galaxie d'Andromède elle-même. Elle peut être considérée comme l'"atmosphère" d'une galaxie. Des astronomes utilisant Hubble ont identifié le gaz dans le halo d'Andromède en mesurant comment il filtre la lumière des brillants objets lointains d'arrière-plan appelés quasars. Cela équivaut à voir la lueur d'une lampe de poche qui luit à travers un brouillard. Cette découverte promet d'en dire plus aux astronomes sur l'évolution et la structure d'un des plus communs types de galaxies dans l'Univers.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/15/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Pour la première fois une équipe internationale de scientifiques a pu mettre en évidence l'existence de taches sur la surface de l'étoile de masse intermédiaire Vega. Ce résultat inattendu amène de nouvelles contraintes importantes sur l'évolution stellaire des étoiles de masse intermédiaire et plus particulièrement les mécanismes de génération de leurs champs magnétiques et ouvre une fenêtre vers des informations auparavant inaccessibles. Ces travaux impliquent des laboratoires français : l'institut de recherche en astrophysique et planétologie (IRAP – CNRS/Université Paul Sabatier Toulouse III) qui a mené les recherches et l'institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (IPAG – CNRS/Université Joseph Fourier). Ils sont publiés dans la revue Astronomie et Astrophysique du 6 mai 2015.

Vega de la Lyre est une étoile de l'hémisphère nord très brillante et bien connue par les astronomes. Avec 2 masses solaires elle se place dans la catégorie des étoiles de masse intermédiaire. Sa température de surface est de l'ordre de 10000°C. C'est une étoile de classe spectrale A. Elle tourne très vite sur elle-même, sa période de rotation étant proche de 0.68 jours terrestres. Cette étoile est une référence de stabilité pour les mesures de flux lumineux depuis plus de 150 ans. Ainsi, même si quelques variations de très faible amplitude avaient été rapportées dans le passé, aucune périodicité n'avait pu être mise en évidence.

En 2009, un champ magnétique très faible a été détecté sur Vega (voir la Nouvelle de l'INSU du 18/06/2009) et par la suite aussi sur d'autres étoiles de la même classe spectrale (A). Alors que le champ magnétique du Soleil est engendré par un mécanisme dynamo dans son enveloppe convective, l'origine de ces champs magnétiques à la surface d'étoiles qui n'ont pas d'enveloppe convective telles que Vega est un mystère. Une des caractéristiques de la dynamo solaire est sa variabilité temporelle qui se manifeste notamment par l'apparition et la disparition des taches solaires. Des structures similaires sont-elles présentes à la surface de Vega et peuvent-elles nous apporter des indices quant à l'origine de son champ magnétique ? Des travaux récents effectuées avec le satellite Kepler [1] l'ont suggéré grâce à la détection, dans environ 40% des étoiles A, d'une modulation rotationnelle du flux lumineux (photométrie), c'est-à-dire une variation en phase avec la période de rotation de l'étoile.

L'équipe de scientifiques a cherché des traces directes d'une telle modulation. Pour ce faire, elle a étudié un jeu récent de données de 2500 spectres à haute résolution et grande stabilité vélocimétrique (observations dans le domaine du visible avec SOPHIE/OHP [2] en 2012). Chacun des spectres, obtenu à un moment précis connu, contient des centaines de raies spectrales contribuant (en fonction de leur intensité) à un profil de raie moyenné (une sorte de profil type). Les 2500 spectres ont tous été obtenus à différents moments d'acquisition et l'évolution des profils spectraux respectifs est alors étudiée dans le temps.

Les écarts au profil de raie spectral moyen de toute la série ont été identifiés, ce qui a permis aux chercheurs d'en extraire des signatures de taches sur la surface de l'étoile (voir figure ci-dessous). La vélocimétrie est au cœur de ces recherches et permet de déterminer avec une extrême précision les mouvements propres des étoiles, mais aussi à travers l'analyse du profil spectral le mouvement propre et les écarts de brillance de certaines plages  à leur surface.

Ainsi avec Vega, pour la première fois et grâce à la qualité exceptionnelle des données, les chercheurs ont mis en évidence une structuration de la surface présentant des plages brillantes ou sombres (à un très faible contraste) sur cette étoile de masse intermédiaire caractéristique de sa classe spectrale (A). Ces plages sont surtout localisées à des latitudes assez basses proche de l'équateur stellaire.

Cette découverte indique que ces mêmes étoiles ont une activité magnétique complexe. De plus, elle ouvre une toute nouvelle fenêtre d'observation. En effet, un grand nombre d'informations supplémentaires sur les conditions physiques des étoiles A sont maintenant accessibles : rotation stellaire, activité magnétique de surface et structure interne. Ainsi Vega, malgré les nombreuses études qui lui ont déjà été consacrées, nous offre encore des résultats passionnants !

Notes :

[1] Kepler est un télescope spatial développé par l'agence spatiale américaine, la NASA, pour détecter des exoplanètes et lancé en 2009. Le satellite utilise la méthode des transits en observant les étoiles à l'aide de son télescope de 0,98 mètre de diamètre.
[2] Spectrographe pour l'observation des phénomènes des intérieurs stellaires et des exoplanètes, Observatoire de Haute Provence.

Référence : 

Discovery of starspots on Vega - First spectroscopic detection of surface structures on a normal A-type star, T. Böhm ^{1, 2}, M. Holschneider ³, F. Lignières ^{1, 2}, P. Petit ^{1, 2}, M. Rainer ⁴, F. Paletou ^{1, 2}, G. Wade ⁶, E. Alecian ⁵, H. Carfantan ^{1, 2}, A. Blazère ^{1, 2}, and G.M. Mirouh ^{1, 2}, Astronomy & Astrophysics, 6 mai 2015.

1  Université de Toulouse; UPS-OMP; IRAP; Toulouse, France
²  CNRS ; IRAP; 14, avenue Edouard Belin, 31400 Toulouse, France
³  Institut für Mathematik, Universität Potsdam, DYCOS, 14469 Potsdam, Germany 4  INAF - Osservatorio Astronomico di Brera, via E. Bianchi 46, 23807 Merate, Italy
⁵  Observatoire de Grenoble, Université Joseph Fourier, IPAG, 38041 Grenoble, France
⁶  Dept. of Physics, Royal Military College of Canada, PO Box 17000, Stn Forces, Kingston, Canada K7KK 7B4

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5283

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'Univers est incroyablement grand. Mais comment les astronomes savent celà ? Les rubans mesurant des milliards de kilomètres de long ne peuvent pas être trouvés à la quincaillerie. Au lieu de cela, les astronomes utilisent l'expansion de l'Univers elle-même pour établir des marqueurs de borne kilométrique. La lumière provenant des objets distants est atténuée et affaiblie car l'espace s'étire comme un élastique. Les conséquences sont que la lumière des étoiles penchera plus en rouge par rapport à une étoile voisine de la même température. Lorsque la lumière des étoiles se propage dans sa couleur de composant via la spectroscopie, les caractéristiques de la lumière seront déplacées vers l'extrémité rouge du spectre. Ce "redshift" peut être utilisé pour étalonner avec fiabilité des distances. Le défi est que les objets plus éloignés de l'Univers sont généralement trop faibles pour que la spectroscopie marche. Aussi, à la place, les astronomes déduisent la distance d'une galaxie en mesurant précisément ses couleurs dans la lumière visible et en infrarouge. Cette technique a trouvé des candidats pour l'objet le plus éloigné de l'Univers.

Maintenant, dans une synergie entre les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer, et de l'Observatoire géant WM Keck, les astronomes ont établi un nouveau record de distance de la galaxie la plus lointaine au décalage vers le rouge confirmé. Elle est si loin que la lumière que nous recevons a quitté la galaxie il y a plus de 13 milliards d'années, et elle arrive juste maintenant. Hubble a trouvé la galaxie dans les sondages du ciel profond, et le miroir segmenté de 10 mètres de diamètre de Keck est assez puissant pour recueillir un spectre de la galaxie exceptionnellement lumineuse. Les nouvelles observations soulignent les découvertes très intéressantes que le télescope spatial James Webb de la NASA permettra quand il sera lancé en 2018.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/22/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie