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Les scientifiques européens de la mission conjointe NASA/ESA Cassini ont détecté pour la première fois des sels de sodium dans les particules de glace de l'anneau E de Saturne, qui est alimenté par les panaches de vapeur d'eau et de particules de glace émis par la lune Encelade de Saturne. La détection de glace salée indique que la petite lune abrite un réservoir d'eau liquide - peut-être même un océan - sous sa surface.
 
Cassini a découvert des geysers d'eau glacée sur Encelade en 2005. Ces jets, émis par des fractures à proximité de son pôle sud, projettent de minuscules particules de glace et de vapeur, dont certaines échappent à la gravité du satellite pour alimenter l'anneau externe de Saturne, l'anneau E.

L'analyseur de poussière cosmique de Cassini, exploité par l'équipe du chercheur principal Ralf Srama de l'Institut Max Planck de Physique nucléaire de Heidelberg en Allemagne, a examiné la composition de ces grains et découvert qu'ils contenaient du chlorure de sodium (du sel de table).

« Nous pensons que le matériau salé provient des profondeurs d'Encelade où la roche est en contact avec une couche liquide », déclare Frank Postberg, scientifique de la mission Cassini sur l'Analyseur de poussière cosmique à l'Institut Max Planck de Physique nucléaire de Heidelberg. Frank Postberg est le principal contributeur d'une étude publiée dans l'édition du 25 juin du journal Nature.

Les chercheurs travaillant sur l'Analyseur de poussière cosmique concluent que de l'eau liquide doit être présente, parce que c'est le seul moyen de dissoudre des quantités significatives de minéraux capables d'expliquer les niveaux de sel détectés. Le processus de sublimation - le mécanisme par lequel de la vapeur est directement émise par de la glace solide dans la croûte - ne peut expliquer la présence de sel.

La constitution des particules de l'anneau E, déterminée par une analyse chimique de milliers de chocs de particules à vitesse élevée enregistrés par Cassini, fournit des informations indirectes sur la composition des panaches et sur ce que renferme Encelade. Alors que les particules de l'anneau E sont presque de l'eau pure à l'état de glace, l'analyseur de poussière a détecté du sodium à l'intérieur des particules dans pratiquement chaque analyse de composition.

« Nos mesures révèlent qu'en plus du sel de table, les particules contiennent également des carbonates tels que la soude, et ces deux composants sont dans des concentrations telles qu'elles correspondent à la composition prévue d'un océan d'Encelade », déclare Frank Postberg. « Les carbonates entraînent également un pH légèrement alcalin. Si la source liquide est un océan, ce fait, associé à la chaleur mesurée à la surface à proximité du pôle sud de la lune et aux composés organiques découverts à l'intérieur des panaches, pourrait démontrer que l'environnement d'Encelade est propice à la formation de précurseurs des formes de vie. »

L'une des priorités essentielles de Cassini pendant son voyage prolongé baptisé « mission Équinoxe de Cassini » consiste à déterminer la nature et l'origine du panache.

Source : ESA France http://www.esa.int/esaCP/SEMPG91P0WF_France_0.html

http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMH0X0P0WF_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Onze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 et C2) ou par le satellite STEREO-A (STEREO-SECCHI imager HI1) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2009-M37, MPEC 2009-M41 et MPEC 2009-M42.

Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2009 B10 qui appartient au groupe de Meyer.

C/2009 B6 (STEREO) Rob Matson

C/2009 B74 (STEREO) Rob Matson

C/2009 C1 (STEREO) Rainer Kracht

C/2009 C2 (STEREO) Karl Battams

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K09/K09M37.html (MPEC 2009-M37)

C/2008 Y18 (SOHO) Michal Kusiak

C/2009 A7 (SOHO) Arkadiusz Kubczak

C/2009 B8 (SOHO) Bo Zhou

C/2009 B9 (SOHO) Zhijian Xu

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K09/K09M41.html (MPEC 2009-M41)

C/2009 B10 (SOHO) Zhijian Xu

C/2009 B11 (SOHO) Tony Hoffman

C/2009 C3 (SOHO) Rob Matson

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K09/K09M42.html (MPEC 2009-M42)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des oscillations, de même nature que celles du Soleil, dans une étoile massive déjà connue pour être un pulsateur classique, V1449 Aql (HD180642), viennent d'être découvertes grâce au satellite CoRoT (*). Ces oscillations vont permettre d'obtenir une meilleure connaissance des progéniteurs de supernovae, qui ont un impact important sur le milieu interstellaire ainsi que sur l'évolution galactique. La sismologie de ces étoiles permettra également une meilleure compréhension des processus hydrodynamiques dans des conditions extrêmes, le milieu stellaire étant très fortement stratifié et turbulent.

Les résultats de cette découverte sont présentés dans la revue Science par des chercheurs français (Observatoire de Paris, LESIA, CNRS, Université Paris-Sud 11), belges (Université de Liège, AGO) et québécois (Université de Montréal).

Sismologie stellaire

Les étoiles sont des systèmes physiques dont la description fait appel à une grande diversité de processus physiques qui se produisent sur des échelles spatiales, allant du microscopique au macroscopique et temporelles allant de la minute au milliard d'années. Les conditions extrêmes que l'on rencontre dans ces objets en font des laboratoires sans équivalent sur Terre.

L'évolution des étoiles dépend essentiellement de leurs masses. Néanmoins, cela dépend également d'un grand nombre de mécanismes physiques se déroulant en leur sein pendant la séquence principale (c-a-d la phase de combustion centrale de l'hydrogène). Par exemple, le transport des élément chimiques détermine la taille du noyau d'hélium et l'évolution post-séquence principale de l'étoile. Les processus de transport tels que la turbulence ou encore ceux induits par la rotation sont actuellement mal compris et modélisés. Des contraintes importantes sur ces processus physiques peuvent être obtenues à travers l'analyse des oscillations. En effet analyser les ondes sismiques qui agitent les étoiles permet de recueillir des informations sur leur structure interne. C'est un peu comme découvrir le son du violon et, à partir de là, comprendre comment le corps du violon résonne et comment l'archet le stimule.

La découverte d'oscillations de type solaire

Le satellite spatial CoRoT qui a été lancé avec succès le 27 décembre 2006, s'inscrit comme une avancée majeure dans ce contexte. Il a pour objectifs la recherche d'exo-planètes mais aussi l'observation continue sur de longues durées d'étoiles variables. Ces deux objectifs sont pleinement remplis et CoRoT permet maintenant d'aller bien au-delà avec la récente découverte d'oscillations de type solaire dans une étoile massive.
 
Des pulsations de grande amplitude, excitées par une instabilité thermique liée au comportement de l'opacité avec la température (le mécanisme « kappa »), sont connues depuis très longtemps et pour un large éventail d'étoiles. Au contraire, les pulsations de très faibles amplitudes, excitées de manière stochastique (aléatoire) par la convection turbulente ont été détectées il y a seulement 40 ans dans le Soleil et beaucoup plus récemment dans d'autres étoiles équivalentes. Néanmoins, ces oscillations n'avaient jusqu'alors jamais été détectées, ni même soupçonnées dans une étoile massive de séquence principale.

La précision sans précédent des données CoRoT nous a ainsi permis d'annoncer la détection d'oscillations de type solaire dans une étoile massive, V1449 Aql (HD180642). Cette étoile était déjà identifiée comme étant une étoile de type Beta Cephei présentant des pulsations classiques du type « kappa ». Il s'agit donc de la première étoile pulsant à la fois comme une étoile massive et comme une étoile analogue à notre Soleil. Cette découverte est illustrée sur la figure 1.

Ces oscillations de type solaire se distinguent clairement des oscillations de basse fréquence par leur faible amplitude (quelques centaines de parties par million [ppm]) et par leur plus grande largeur (autrement dit par leur durée de vie beaucoup plus courte). Contrairement aux modes « kappa » de basse fréquence qui sont très cohérents, ces modes sont excités par un processus turbulent et stochastique opérant sur des échelles de temps relativement courtes. Les comportements temporels de ces deux types de modes sont donc très différents, comme l'atteste l'analyse temps-fréquence reproduite sur la figure 2.

Comme pour le Soleil, l'excitation des modes de type solaire détectés dans cette étoile serait dûe à la convection turbulente. Mais les amplitudes observées sont près de cent fois plus élevées que dans le Soleil. En effet, l'excitation prendrait place dans une région plus profonde et donc plus dense que la région d'excitation des modes solaires. Les éléments turbulents à l'origine de l'excitation y ont donc une énergie cinétique plus élevée que ceux à l'origine de l'excitation des modes solaires.

Perspectives

Cette découverte ouvre la voie vers une modélisation plus fine des étoiles massives, les pulsations de basses fréquences sondant les régions les plus internes alors que les pulsations de hautes fréquences sondent les couches externes et en particulier les régions convectives superficielles. Il s'agit d'un enjeu important car la convection reste un processus physique très peu connu dans les étoiles. Mais bien au-delà, comprendre la convection turbulente est essentiel tant il s'agit d'un processus universel que l'on retrouve par exemple dans l'atmosphère terrestre mais également dans les océans.

Note :

(*) La Mission spatiale CoRoT, lancée le 27 décembre 2006, a été développée et est exploitée par le CNES, avec la contribution de l'Autriche, la Belgique, le Brésil, l'ESA (RSSD and Science Programme), l'Allemagne et l'Espagne.

Référence :

Belkacem et al: Solar-like oscillations in a massive star
Science, 19 juin 2009, Vol. 324, p. 1540

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun09/corot.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La première détection d'un champ magnétique sur l'étoile Véga, vient d'être réalisée. Cette mesure a été obtenue par une équipe d'astronomes du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes (LATT : INSU-CNRS, Université Paul Sabatier, Observatoire Midi Pyrénées) qui ont utilisé le télescope de 2 m de diamètre Bernard Lyot (INSU-CNRS) du Pic du Midi équipé du spectropolarimètre NARVAL (1). Cette découverte, qui arrive après plusieurs tentatives infructueuses, devrait marquer un tournant dans notre compréhension du magnétisme stellaire et de son influence sur l'évolution des étoiles. Ce résultat est publié dans la revue Astronomy and Astrophysics et fait l'objet d'un communiqué de presse.

Véga est une étoile bien connue des astronomes amateurs et professionnels. Située à seulement 25 années-lumière du Soleil dans la constellation de la Lyre, elle est la 5ème étoile la plus lumineuse du ciel et fut longtemps l'étoile de référence à laquelle l'éclat des autres étoiles était comparé. Elle est deux fois plus massive que le Soleil et beaucoup plus jeune (avec un âge de quelques centaines de millions d'années, contre 4,5 milliards).

Pourtant, Véga nous livre régulièrement de nouveaux secrets, à mesure que les astronomes l'observent avec des instruments d'analyse de la lumière plus performants. Nous savons ainsi que Véga effectue une rotation sur elle-même en moins d'une journée, contre environ 27 jours pour le Soleil. L'intense force centrifuge associée à cette rotation rapide a pour effet d'aplatir les pôles de l'étoile et d'engendrer des écarts de température de plus de 1000°C entre les régions polaires (plus chaudes) et équatoriales de sa surface. Véga est aussi entourée par un disque de poussière dont les inhomogénéités nous révèlent indirectement la présence de planètes en formation.

Cette fois-ci, c'est en analysant la polarisation de la lumière émise par Véga que les astronomes ont décelé la présence d'un champ magnétique à sa surface. Ce n'est pas en soi une grande surprise, dans la mesure où l'on sait que les mouvements de particules chargées à l'intérieur des étoiles peuvent engendrer un champ magnétique, comme par exemple celui que l'on observe à la surface de la Terre ou du Soleil. Mais pour les étoiles qui, comme Véga, sont plus massives que le Soleil, la théorie n'est pas capable aujourd'hui de prédire la force et la structure de ce champ de telle sorte que les astronomes n'avaient pas d'idée précise sur l'amplitude du signal qu'ils cherchaient à détecter. Après plusieurs tentatives infructueuses au cours des dernières décennies, c'est la sensibilité exceptionnelle du spectropolarimètre Narval et une campagne d'observation entièrement dédiée à Vega qui ont rendu possible cette première détection.

La force du champ magnétique mesuré (environ 50 micro-tesla) est proche du champ moyen de la Terre ou du Soleil. Cette première contrainte observationnelle ouvre la voie à des recherches théoriques approfondies sur l'origine du champ magnétique des étoiles massives. Elle suggère également que des champs magnétiques sont présents mais non encore détectés dans un grand nombre d'étoiles similaires à Véga, mais plus lointaines et donc plus difficiles à observer. Les astronomes s'attendent donc à ce que cette découverte soit à l'origine de nouvelles mesures et de nouvelles théories qui auront un impact important sur notre compréhension des champs magnétiques stellaires et sur la façon dont ils influencent la vie des étoiles. Quant à Véga, elle devient ainsi le prototype d'une nouvelle classe d'étoiles magnétiques. L'intérêt que lui portent les astronomes n'est pas prêt de se démentir !

Source

"First evidence of a magnetic field on Vega Towards a new class of magnetic A-type stars". F. Lignières, P. Petit T. Böhm and M. Aurière. (Article en pdf dans Astronomy and Astrophysics.)

Note(s)

L'instrument NARVAL a été financé par la Région Midi-Pyrénées, l'INSU-CNRS, le MESR, le Conseil Général des Hautes Pyrénées et l'Union européenne.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a3070,champ-magnetique-etoile-vega-enfin-detecte.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) et la NHK (Japan Broadcasting Corporation) viennent de publier les dernières images prises par la caméra à haute définition HDTV à bord de l'explorateur lunaire "KAGUYA" avant sa chute finale contrôlée sur la Lune. KAGUYA a été lancé le 14 Septembre 2007, et a été contrôlé pour chuter sur la Lune le 11 Juin 2009, lorsque sa mission s'est achevée.

La série d'images capturées en continu a été prise avec un intervale d'environ une minute par la HDTV tandis que KAGUYA était manoeuvré pour réduire son altitude vers le point d'impact (aux environs du cratère Gill). Les dernières images ont été prises avant l'entrée de KAGUYA dans le secteur ombragé où son atterrissage final s'est produit.

http://www.jaxa.jp/press/2009/06/20090619_kaguya_hdtv_e.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le lancement des deux sondes de la NASA à destination de la Lune s'est déroulé avec succès. Une fusée Atlas V et son étage supérieur Centaur a décollé de la station de l'Air Force de Cape Canaveral en Floride le 18 Juin 2009 à 21h32 UTC en emportant les sondes LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) et LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite). Quarante cinq minutes plus tard, à 22h16 UTC, la sonde LRO s'est séparée en direction de la Lune.

LRO entrera en orbite lunaire quatre jours plus tard, le 23 juin à 09h43 UTC, à une altitude d'environ 50 km au-dessus de la surface lunaire, pour la photographier et établir une cartographie plus détaillée que celles existantes. Une attention particulière sera portée sur les régions polaires de la Lune, inexplorées jusqu'à lors. Les images en haute résolution de la caméra de LRO aideront également à identifier des sites d'atterrissage pour des missions futures d'exploration.

La petite sonde LCROSS, quant à elle, restera attachée au sommet de l'étage Centaur jusqu'au 09 Octobre. A cette date, LCROSS se détachera de la fusée et 7 heures plus tard les deux objets entreront en collision avec le pôle sud lunaire afin de soulever des débris de roches et de poussières à haute altitude dans le but d'en observer la composition chimique depuis la Terre. La sonde LCROSS aura 4 minutes pour observer le nuage créé par l'étage Centaur avant de s'écraser elle-même.

LRO : http://lunar.gsfc.nasa.gov/

LCROSS : http://lcross.arc.nasa.gov/

http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=28485

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une caméra plus rapide que le scintillement des étoiles !

Le développement d'une nouvelle caméra ultrarapide pouvant prendre 1.500 images à la seconde dans une obscurité quasi complète constitue une avancée majeure pour la prochaine génération de télescopes au sol. Les premières images de cette caméra de haute précision en très faible lumière ont été obtenues grâce à un effort conjoint de l'ESO et de trois laboratoires français du INSU-CNRS (1). C'est un composant clé de la prochaine génération d'instruments d'optique adaptative pour le "Very Large Telescope" (VLT) de l'ESO, fer de lance européen de l'astronomie au sol.

« Cette caméra révolutionnaire est sans équivalent dans le monde. Elle permettra des progrès considérables dans l'étude de l'Univers, » déclare Norbert Hubin, responsable du département d'optique adaptative à l'ESO. La technologie de la caméra OCam sera utilisée sur  l'instrument de seconde génération du VLT SPHERE afin d'obtenir des images des exoplanètes géantes en orbite autour d'étoiles proches.

Une caméra aussi rapide et aussi sensible est essentielle au fonctionnement des instruments modernes d'optique adaptative pour les grands télescopes au sol. Leurs images sont en effet brouillées par la turbulence atmosphérique qui fait scintiller les étoiles pour le régal des poètes mais au grand dam des astronomes.

Les techniques d'optique adaptative corrigent ce défaut majeur pour que le télescope puisse produire depuis le sol des images aussi fines que depuis l'espace. L'optique adaptative fonctionne suivant un principe de corrections calculées en temps réel à partir d'images obtenues par une caméra particulière à très grande vitesse. De nos jours, cette correction est appliquée plusieurs centaines de fois par seconde. La prochaine génération d'instruments imposera des corrections à encore plus grande vitesse, plus d'un millier de fois par seconde, et c'est là qu'OCam se montrera indispensable.

« La qualité de la correction d'optique adaptative dépend très fortement de la vitesse et de la sensibilité de la caméra » déclare Philippe Feautrier du LAOG à Grenoble, qui a coordonné l'ensemble du projet. « Mais ces qualités sont généralement contradictoires puisque, a priori, plus une caméra est rapide moins elle est sensible.»

OCam et son détecteur, le CCD220 développé par l'industriel britannique e2v technologies, résout ce dilemme en étant non seulement très rapide mais aussi extrêmement sensible, réalisant ainsi un bond en avant remarquable dans le domaine. Comme tout équipement électronique, une caméra CCD souffre d'un bruit de lecture. OCam présente un bruit de lecture dix fois moindre que les caméras installées sur le VLT aujourd'hui, ce qui la rend beaucoup plus sensible et donc capable de capter la plus infime quantité de lumière.

« Grâce à cette technologie, tous les instruments de nouvelle génération du Very Large Telescope de l'ESO disposeront des meilleures images possibles, avec une précision inégalée »  déclare Jean-Luc Gach du LAM à Marseille qui a dirigé l'équipe qui a construit la caméra.

« Nous allons maintenant poursuivre sur notre lancée et développer, avec nos partenaires industriels et académiques, les détecteurs d'optique adaptative qui seront requis pour le futur télescope européen de 42 mètres le "European Extremely Large Telescope" » ajoute Norbert Hubin.

Utilisant un détecteur très sensible développé au Royaume-Uni, un système de contrôle développé en France, avec des contributions allemandes et espagnoles, OCam est un merveilleux exemple de coopération européenne réussie, puisque OCam sera largement diffusée et produite commercialement.

Film présentant la rapidité d'imagerie et la grande sensibilité de la caméra OCam

OCam et le CCD220 sont le résultat de 5 années de travaux financés par la Commission Européenne, l'ESO et l'INSU-CNRS dans le cadre du projet OPTICON du 6ème Programme Cadre de Recherche et Développement de l'Union Européenne. Le développement du CCD220, sous la supervision de l'ESO, a été mené par l'industriel britannique e2v technologies, l'un des leaders mondiaux dans la fabrication de détecteurs scientifiques. L'activité OPTICON correspondante a été menée sous la responsabilité du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble. La caméra OCam a été construite par une équipe d'ingénieurs français du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, du LAOG et de l'Observatoire de Haute-Provence. Ce projet à succès continuera dans le 7ème Programme Cadre de Recherche et Développement de l'Union Européenne, avec les mêmes partenaires et dans le but de développer un détecteur et une caméra encore plus puissants et capable de travailler avec les étoiles laser artificielles. Ce projet est indispensable pour garantir la qualité des images du futur Extremely Large Telescope européen de 42 mètres de diamètre.

Note :

Laboratoire d'AstrOphysique de Grenoble (LAOG –INSU-CNRS, Université Joseph Fourier ; Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble) ; Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM –INSU-CNRS, Université de Provence ; Observatoire Astronomique de Marseille Provence) ; Observatoire de Haute Provence (OHP – INSU-CNRS ; Observatoire Astronomique de Marseille Provence).

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/la-camera-astronomique-la-plus-rapide-et-la-plus-sensible-au-monde

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-22-09.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Io est-il en équilibre thermique? En utilisant des observations astrométriques des quatre satellites galiléens de Jupiter (Io, Europe, Ganymède et Callisto) couvrant la période 1891-2007, un groupe de chercheurs de l'Observatoire de Paris (IMCCE) et de l'Observatoire royal de Belgique a montré que la chaleur induite par les marées à l'intérieur de Io correspond au flux de chaleur observé en surface. La dissipation dans Jupiter induite par les effets de marées créés par Io a également été trouvée proche de sa limite supérieure attendue. C'est la première fois que la dissipation par effet de marée a été mesurée dans une planète géante grâce à l'astrométrie. Ces résultats sont publiés dans le journal Nature du 18 juin 2009.

Observée pour la première fois par la sonde Voyager 1 en 1979, la forte activité volcanique de Io est très vraisemblablement due aux effets de marée créés par Jupiter sur son satellite, ces derniers étant responsables de déformations périodiques générant un chauffage important provoqué par friction interne. Le flux de chaleur associé à cette activité géologique a été quantifié par le rayonnement infra-rouge de Io. Cependant, on ignorait si la quantité de chaleur produite dans l'intérieur du satellite était assez importante pour expliquer la perte d'énergie observée en surface.

Afin de quantifier la quantité de chaleur produite, une équipe de chercheurs menée par V. Lainey et regroupant des astronomes de l'Observatoire de Paris/IMCCE et de l'Observatoire royal de Belgique a déterminé la perte d'énergie orbitale de Io induite par les marées. En effet, tandis que de la chaleur est créée dans le satellite par friction, une perte d'énergie orbitale se produit et rapproche Io de Jupiter, le faisant accélérer sur son orbite. Au contraire, la dissipation de marée dans Jupiter tend à éloigner Io de la planète tandis que la rotation de Jupiter décélère, comme c'est le cas pour le système Terre-Lune. Ainsi, deux effets opposés modifient l'orbite de Io: une décélération due à la dissipation dans Jupiter et une accélération due à la dissipation dans Io.

L'idée de déterminer la dissipation par marées dans Io à partir de son évolution orbitale n'est pas nouvelle. Cependant, toutes les études précédentes échouèrent par manque d'une modélisation suffisamment précise de la dynamique orbitale des quatre satellites galiléens. Utilisant un nouveau modèle dynamique de ces satellites et un ensemble d'observations astrométriques (observations de position des satellites sur la sphère céleste) couvrant une période supérieure à un siècle et incluant de nouvelles techniques particulièrement précises (comme celle de l'observation des occultations et éclipses mutuelles), les auteurs de cet article ont réussi à quantifier la dissipation de marées dans Io et Jupiter à partir de l'accélération orbitale de Io. Ils ont pu en déduire que Io est très proche de l'équilibre thermique, ce qui a des conséquences importantes sur la modélisation interne de Io, en particulier sur le mécanisme de transport de chaleur. La dissipation dans Jupiter a également pu être quantifiée et trouvée proche de sa limite supérieure attendue par l'étude de l'évolution à long terme supposée du système. C'est la première fois que la dissipation induite dans une planète géante par effets de marées est mesurée grâce à l'astrométrie. Cela montre qu'une dissipation forte peut exister dans les planètes géantes (essentiellement gazeuses), ce qui est un point clé pour mieux comprendre l'évolution orbitale passée des satellites et pourrait bien avoir des conséquences sur l'étude des planètes extra-solaires.

Référence :

Strong tidal dissipation in Io and Jupiter from astrometric observations, V. Lainey, J.-E. Arlot, Ö. Karatekin & T. Van Hoolst, Nature, 18/06/2009

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun09/io.fr.shtml

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Jin Beize (Beijing, Chine) a annoncé la découverte d'une comète par les astronomes amateurs chinois Rui Yang (Hangzhou, Zhejiang, Chine) et Xing Gao (Urumqi, Xinjiang, Chine) sur des images prises avec un Canon 350D (+ 10.7-cm  f/2.8 camera lens) le 15 Juin 2009 à l'Observatoire Xingming (Mt Nanshan, dans la province chinoise de Xinjiang) dans le cadre du Xingming Observation Nova Survey.

Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center et l'annonce de Jin Beize sur la Comets Mailing List, la comète a été confirmée par E. Guido et G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), par L. Elenin (Tzec Maun Observatory, Mayhill), par P. Camilleri et E. Prosperi (Grove Creek Observatory, Trunkey), par M. Suzuki, R. Ligustri, E. Bryssinck, C. Jacques, et E. Pimentel (RAS Observatory, Moorook), par T. Chen et G.-T. Gao (JiangNanTianChi Observatory, Mt. Getianling), par T. Sakamoto et S. Urakawa (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS) et par Y. Ikari (Moriyama).

http://tech.groups.yahoo.com/group/comets-ml/message/15663

http://tinyurl.com/krp5x5

http://www.astrogalaxy.ru/leonidos/new_comet.jpg

http://heliospheric-labs.com/gallery/d/19476-1/good01.jpg

http://comete.uai.it/comete/good01.jpg

Xing Gao a à son actif la découverte de plusieurs comètes sur les images transmises par le coronographe LASCO C2 du satellite SOHO et s'est illustré également en Février 2008 en découvrant avec Tao Chen la comète C/2008 C1 (Chen-Gao) .

Nouvelle du Ciel : Comète C/2008 C1 (Chen-Gao) [03/02/2008]

L'Observatoire Xingming est nommé en l'honneur de Xing-Ming Zhou, l'un des chasseurs de comètes amateurs les plus connus décédé à l'âge de 39 ans dans un accident de la route le 05 Août 2004. http://home.earthlink.net/~tonyhoffman/xingming.htm

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2009 L2 (Yang-Gao) indiquent un passage au périhélie le 19 Mai 2009 à une distance d'environ 1,3 UA du Soleil, et une période de 6,6 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09M05.html (MPEC 2009-M05)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 21 Mai 2009 à une distance d'environ 1,3 UA du Soleil, et une période de 6,3 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09M13.html (MPEC 2009-M13)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2009L2.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une étrange inclusion dans la météorite d'Isheyevo vient d'être découverte par une équipe du Muséum et de l'INSU-CNRS associée aux Universités de Lille et Grenoble. Cette inclusion, minéralogiquement primitive et riche en matière organique, présente des excès d'azote lourd les plus élevés jamais mesurés en laboratoire. Cette découverte remettrait en cause les modèles actuels de formation du système solaire. Les résultats sont publiés cette semaine dans la revue PNAS.

Une équipe du Laboratoire de Minéralogie et Cosmochimie du Muséum (UMR 7202 MNHN/CNRS) associée à des chercheurs de l'Université de Florence (Italie), du Laboratoire de structures et propriétés de l'état solide (1) et du Laboratoire de planétologie de Grenoble (2), rapporte, dans un article à paraître cette semaine dans les PNAS, la découverte d'une étrange inclusion dans la météorite d'Isheyevo. La minéralogie de cette inclusion (silicates anhydres de magnésium et de fer) est semblable à celle de certaines micrométéorites antarctiques ou stratosphériques. Elle pourrait indiquer une origine cométaire. Cependant, cette inclusion mesure ~ 0.5 mm et donc a un volume 30000 fois plus élevé que les micrométéorites.

Des mesures réalisées avec la NanoSIMS (3) ont permis de montrer que cette inclusion, nommée PX18, a une composition isotopique de l'azote (proportion des divers isotopes de l'azote) extrêmement variable. Elle est, en particulier, 4 fois plus riche localement en azote lourd (15N) par rapport à la composition isotopique de la Terre. Cet enrichissement est le plus grand jamais observé dans la matière extraterrestre. Les zones riches en 15N correspondent à de la matière organique. Ces enrichissements en 15N permettront aux chercheurs de mieux comprendre les mécanismes de formation de la matière organique des météorites. Il est possible que des phénomènes complexes d'irradiation par le protosoleil (ancêtre du soleil) aient engendré cette composition isotopique anormale. La découverte de cette inclusion pose de nombreux problèmes aux modèles actuels de formation du système solaire.

Note :

(1) CNRS/Université des Sciences et Technologies de Lille/Ecole nationale supérieure de chimie de Lille

(2) CNRS/Université Joseph Fourier

(3) INSU-CNRS, hébergée au Muséum national d'Histoire naturelle

Référence :

Giacomo Briani, Matthieu Gounelle, Yves Marrocchi, Smail Mostefaoui, Hugues Leroux, Eric Quirico, and Anders Meibom. Pristine extraterrestrial material with unprecedented nitrogen isotopic variation. PNAS, 15 juin 2009

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1620.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des chercheurs du laboratoire de Physique des Plasmas, en analysant des données provenant des satellites Cluster (ESA), explicitent le processus du chauffage du vent solaire. L'énergie engendrée par la turbulence est transférée des grandes échelles, 100 km, aux petites échelles électroniques, 10 km. Ceci permettrait d'expliquer les processus d'accélération des électrons, processus que l'on rencontre dans la couronne solaire, mais aussi dans différents environnements astronomiques.

Le vent solaire est un flot de particules ionisées émis par le Soleil à grande vitesse allant de 400 à 800 km/s. La région où ce vent est généré, appelée la couronne solaire, est extrêmement chaude (1 million de degrés) par rapport aux régions voisines. Ce phénomène reste encore un mystère et aucun modèle théorique ne permet encore de l'expliquer complètement. L'accélération du vent solaire, de 400 km/s à 800 km/s est l'autre phénomène non expliqué depuis des décennies. Ce chauffage du vent solaire à de telles températures ou son accélération à de telles vitesses, pourrait être dû aux turbulences électrique et magnétique qui sont observées dans le milieu.

En utilisant les données des satellite Cluster (ESA), une équipe associant des chercheurs du Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP : CNRS, Ecole Polytechnique, Universités de Paris 6 et de Paris 11), de la NASA et de l'Institut Suédois de Recherches Spatiales vient de réaliser une percée dans la compréhension du phénomène de la turbulence dans le vent solaire. Grâce aux données à très haute résolution des magnétomètres alternatifs conçus et fabriqués au LPP, embarqués sur Cluster, ils ont pu ''suivre'' pour la première fois le transfert de l'énergie des grandes échelles (105 km) jusqu'au petites échelles (10 km) dans le plasma du vent solaire. Ceci a d'abord permis de remettre en cause une idée reçue selon laquelle une très grande partie de l'énergie de la turbulence se dissipe à l'échelle des protons ( 100 km). Ils ont en effet montré que l'énergie continue sa cascade vers les échelles plus petites et que les protons n'acquièrent en réalité qu'une fraction de cette énergie, et donc ne sont chauffés que partiellement. Les chercheurs ont pu aussi, et pour la première fois, localiser clairement l'échelle de dissipation qui est à l'échelle électronique.

Ce phénomène nouveau, qui permet de transférer de grandes quantités d'énergie des grandes échelles vers les petites échelles électroniques où elle est dissipée, peut expliquer plusieurs observations d'accélération d'électrons en astrophysique. Aussi, ce travail peut avoir des conséquences sur les modèles classiques de chauffage de la couronne solaire (dit « chauffage cyclotron ») ainsi que sur la modélisation du phénomène de la reconnexion magnétique.

Pour en savoir plus :

Site du LPP

Référence :

"Evidence of a Cascade and Dissipation of Solar-Wind Turbulence at the Electron Gyroscale".  F. Sahraoui, M. L. Goldstein, P. Robert, Yu. V. Khotyaintsev. Physical Review Letters (102, 231102 (2009)).

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/le-chauffage-du-vent-solaire-se-situe-a-l-echelle-electronique

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Depuis la découverte à l'Observatoire de Haute Provence d'une planète en orbite autour de l'étoile 51 Peg en 1995, près de 300 systèmes planétaires ont été découverts. La seule caractéristique qui semble singulariser les étoiles hôtes de ces systèmes est leur métallicité (l'abondance d'éléments plus lourds que l'hélium dans l'atmosphère de l'étoile). Ces étoiles (majoritairement des 'naines', c'est à dire des étoiles dans la phase de séquence principale) sont, en moyenne bien plus 'métalliques' que la plupart des étoiles de champ. Jusqu'à présent, cette particularité a été expliquée en supposant que la formation de planètes géantes, ou "Jupiters", devait être favorisée dans les disques circumstellaires plus riches en métaux. Une nouvelle interprétation suggère que le pourcentage d'étoiles présentant des exoplanètes géantes, ou "taux de Jupiters", pourrait dépendre de la densité de gaz H2 dans le disque galactique, décroissante depuis l'intérieur du disque vers sa périphérie. La corrélation observée résulterait alors de la présence au voisinage solaire d'étoiles en provenance des régions internes du disque galactique.

Deux observations récentes sont venues compliquer la corrélation entre metallicité et taux de détection d'exoplanètes.

(a) La première est que, contrairement aux naines, les étoiles géantes et les étoiles 'massives' du voisinage solaire autour desquelles on a découvert des exoplanètes ne sont pas particulièrement riches en métaux.

(b) La seconde observation montre qu'à [Fe/H]<-0.2 dex, c'est à dire pour des étoiles moyennement déficientes en métaux, on détecte plus d'exoplanètes autour d'étoiles de la population du disque épais que du disque mince (Haywood 2008 A&A, 482, 673), mettant de nouveau à mal la corrélation métallicité-taux d'exoplanètes.

On montre dans un article récent (Haywood 2009) que ces deux particularités peuvent être expliquées moyennant une révision radicale de l'interprétation de la corrélation entre métallicité et taux d'exoplanètes.

Les dernières années ont mis en évidence l'importance des effets de ce qu'on appelle le 'mélange radial' dans le disque galactique. Ce mélange radial est la conséquence de processus dynamiques mal identifiés, mais qui sont responsables de la 'migration' d'étoiles dans le disque. Des étoiles nées dans le disque galactique interne peuvent se retrouver, en quelques milliards d'années, dans les parties externes du disque, et vice-versa. L'enrichissement en métaux du disque interne étant plus rapide que celui du disque externe, les étoiles y sont en moyenne plus riches en métaux que celles nées dans les régions externes du disque.

Le mélange radial permet une explication naturelle des points (a) et (b) si le taux d'exoplanètes dépend en fait du lieu où se sont formées les étoiles. En effet, les géantes et les étoiles massives sont des étoiles en moyenne plus jeunes que les naines. L'effet du mélange radial est 'séculaire', il dépend du temps. Les échantillons composés d'étoiles plus vieilles sont donc davantage contaminés par les objets en provenance du disque interne. Les étoiles 'jeunes' (<1-2 milliards d'années) sont, elles, peu affectées par le mélange radial.

Il est également possible d'expliquer le point (b), parce que si les étoiles du disque épais sont déficientes, on pense que leur origine est locale ou dans le disque interne. Malgré une métallicité similaire, elles sont donc d'origine très différente des étoiles du disque mince.

Tout ceci suggère fortement que, plutôt que de la métallicité, c'est de la distance au centre galactique que dépend le taux de Jupiters. La question est alors de savoir quelle propriété pourrait être responsable de cette dépendance ? Un candidat interessant est la densité de gaz H2. L'hydrogène moléculaire est en effet le constituant principal des disques circumstellaires et des Jupiters. 70% du H2 galactique se trouve à l'intérieur du rayon galactique solaire. Sa densité augmente dans le disque interne, jusqu'à atteindre un maximum à environ 3-5 kpc du Soleil, formant ce qui est appelé l'anneau moléculaire. Sa densité y est 4 à 5 fois celle estimée à la position du Soleil, en proportion du taux d'exoplanètes local (4%) et celui mesuré sur les étoiles riches en métaux (25%).

Référence

 On the correlation between metallicity and the presence of giant planets
Haywood M. ApJ Letter, 698, L1

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun09/metal.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image de l'observatoire de rayons X Chandra montre un reste de supernova avec un aspect différent. Cet objet, connu sous le nom de SNR 0104-72.3 (SNR 0104 en abrégé), est dans le petit nuage de Magellan, une petite galaxie voisine de la Voie lactée. Les astronomes pensent que SNR 0104 est ce qui reste d'une soi-disant supernova de type Ia causée par l'explosion thermonucléaire d'une naine blanche.

Dans cette composition faite des rayons X de Chandra en violet et infrarouge, et des données de Spitzer en vert et rouge, SNR 0104 semble différente à d'autres probables restes de type Ia trouvés dans notre propre Galaxie. Tandis que les objets tels que les restes de supernova Kepler et Tycho apparaissent circulaires, la forme de SNR 0104 dans les rayons X ne l'est pas. Au lieu de cela, l'image est dominée par deux lobes lumineux d'émission (vue vers le haut à droite et en bas à gauche). La grande quantité de fer dans ces lobes indique que SNR 0104 a été probablement formé par une supernova de type Ia.

Une explication possible pour cette structure est que l'explosion de la naine blanche elle-même était fortement asymétrique et a produit deux jets de fer. Une autre possibilité est que l'environnement compliqué vu dans l'image est responsable. Les enveloppes vertes sur les côtés gauche et droit de SNR 0104 correspondent au matériel environnant qui a été balayé par l'explosion. Ainsi, la forme inhabituelle du reste pourrait être provoquée par un manque de matériel vers le nord et le sud de l'étoile qui interrompt la trajectoire des débris stellaires. Cette explication, cependant, est toujours en question et les scientifiques espèrent que plus de données de Chandra et d'autres télescopes aideront à règler le débat.

La présence d'une étoile massive voisine et d'enveloppes de gaz et de poussières vus dans la vue grand champ de Spitzer montre que SNR 0104 pourrait être situé dans une région de formation d'étoiles. Ceci suggère que SNR 0104 peut appartenir à une classe peu étudiée de soi-disant "prompt" supernovae de type Ia provoquées par la disparition de plus jeunes et plus massives étoiles que la moyenne. Encore une fois, plus de données seront nécessaires pour tester cette théorie.

http://chandra.harvard.edu/photo/2009/snr0104/

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Des collisions entre Mercure, Mars, Vénus et la Terre sont-elles envisageables ? Pour répondre à cette question, l'équipe de l'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides (Observatoire de Paris/UPMC/INSU-CNRS) menée par l'astronome Jacques Laskar vient de réaliser une étude statistique inédite sur l'évolution du Système solaire. Dans 1 % des cas environ, les calculs conduisent à des collisions entre planètes ou entre une planète et le Soleil en moins de 5 milliards d'années. Ces résultats sont publiés dans la revue Nature datée du 11 juin 2009.

Le problème de la stabilité du Système solaire est l'un des plus vieux problèmes de la physique. Il a été posé par Isaac Newton après l'énonciation de sa loi de l'attraction universelle : la gravitation est une force responsable aussi bien de la chute des corps que du mouvement des corps célestes. Si l'on considère une planète unique autour du Soleil, on retrouve bien le mouvement elliptique décrit par Kepler. Cependant, dès que plusieurs planètes orbitent autour du Soleil, elles sont soumises à leur attraction mutuelle qui vient perturber leur mouvement. Jusqu'à très récemment, les scientifiques ont accepté une image régulière et quasi périodique du mouvement des planètes, ne permettant ni les collisions ni les rencontres proches.

Il y a tout juste 20 ans et grâce à des calculs précurseurs sur ordinateurs, Jacques Laskar a montré qu'au contraire, le mouvement du Système solaire est chaotique (1). Dès lors, il est devenu impossible de prédire le mouvement des planètes sur une durée de plus de quelques dizaines de millions d'années (Ma). De plus, il n'est plus possible de calculer une seule orbite du mouvement pour répondre à la question de la stabilité du Système solaire, c'est à dire décider si une collision d'une planète avec une autre ou avec le Soleil est possible en moins de 5 milliards d'années (ou 5 Ga), date à laquelle le Soleil parviendra à la fin de sa vie en devenant une étoile rouge. En 1994, Jacques Laskar, dans une première étude à long terme, a montré que la diffusion chaotique de l'orbite de Mercure est telle qu'une rencontre proche ou une collision avec Vénus est possible en moins de 5 Ga. Pour parvenir à ce résultat, il a utilisé des équations moyennées permettant de diviser par plus de 1 000 les temps de calculs. Cependant, cette approximation n'est plus valable au voisinage de la collision.

Une étude statistique sur un modèle complet, sans moyennisation et incluant les contributions de la relativité générale s'est donc révélée nécessaire. Elle est décrite dans le numéro de Nature du 11 juin 2009. Grâce aux calculs précédemment effectués, il est apparu qu'il fallait réaliser un très grand nombre de simulations du mouvement du Système solaire sur 5 Ga, car l'estimation de la probabilité recherchée est faible. Ainsi, pour obtenir une étude statistique significative, l'équipe dirigée par Jacques Laskar et Mickael Gastineau (Observatoire de Paris/UPMC/INSU-CNRS) ont calculé plus de 2 500 trajectoires d'un modèle réaliste du Système solaire, comprenant la relativité générale et la contribution de la Lune.

Chaque solution nécessitant près de 4 mois de calcul, les chercheurs ont dû rassembler une très grande puissance de calcul, notamment grâce à la mise en place de la nouvelle machine JADE du Centre Informatique National de l'Enseignement Supérieur (C.I.N.E.S) pour mener à bien ce travail et trouver les 7 millions d'heures de calcul nécessaires. Les 2 500 solutions trouvées sont compatibles avec notre connaissance actuelle du Système solaire. Dans la majorité des cas, celui-ci continue d'évoluer comme dans les quelques millions d'années les plus récentes : les orbites planétaires se déforment et précessent (à savoir qu'elles effectuent de lents mouvements) sous l'influence des perturbations mutuelles des planètes mais sans possibilité de collisions ou d'éjection de planètes hors du Système solaire. Néanmoins, dans 1% des cas environ, l'excentricité de Mercure (qui traduit l'élongation de son orbite) augmente considérablement. Dans plusieurs cas, cette déformation de l'orbite de Mercure conduit alors à une collision avec Vénus ou avec le Soleil d'ici à 5 Ga, tandis que l'orbite de la Terre reste peu affectée. En revanche, pour l'une de ces orbites, l'augmentation de l'excentricité de Mercure est suivie d'une augmentation de l'excentricité de Mars, et d'une déstabilisation complète des planètes du Système solaire interne (Mercure, Vénus, Terre, Mars) dans 3,4 Ga. Sur 201 cas étudiés, hormis 5 exemples où l'on assiste à une éjection de Mars hors du Système solaire, tous les autres conduisent à des collisions entre les planètes ou entre une planète et le Soleil en moins de 100 millions d'années après cette déstabilisation. Un cas abouti à une collision entre Mercure et la Terre, 29 cas à une collision entre Mars et la Terre et 18 à une collision entre Vénus et la Terre.

Notes

1 - Laskar, J., 1989. A numerical experiment on the chaotic behavior of the Solar System. Nature 338, 237–238

Source

Existence of collisional trajectories of Mercury, Mars and Venus with the Earth. Laskar, J. & Gastineau, M., Nature, 11 juin 2009.

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun09/colli.fr.shtml

INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/mercure-mars-venus-la-terre-le-choc-des-planetes-0

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La découverte de l'astre le plus lointain connu par l'homme ouvre une nouvelle fenêtre sur une période encore inexplorée de l'histoire de notre Univers: celle de la formation des premières étoiles et des premières galaxies qui a conduit à l'Univers que nous connaissons actuellement.  

Depuis quelques années les astrophysiciens espéraient découvrir des explosions d'étoiles massives dans l'Univers très jeune (entre 400 et 700 millions d'années). Cette période de la vie de notre Univers est particulièrement intéressante car elle correspond à la formation des premières étoiles et galaxies qui ont illuminé le cosmos après une longue période d'âges sombres. De telles explosions, appelées "sursauts gamma", se produisent lorsque le cœur d'une étoile de plus de 20 masses solaires s'effondre en un trou noir qui avale les parties centrales de l'étoile en quelques secondes et expulse un jet de matière à des vitesses proches de celle de la lumière (figure 1). Les sursauts gamma sont composés de deux phases : un éclair intense de rayons X et gamma produit au moment même de l'explosion (qui ne traverse pas l'atmosphère terrestre) et une émission résiduelle dans tout le spectre électromagnétique produite par le choc du jet de matière sur le milieu interstellaire. Les sursauts gamma sont observés régulièrement par le satellite Swift de la NASA qui alerte les observatoires au sol qui peuvent ainsi étudier l'émission résiduelle pour mesurer la distance et l'énergie de l'explosion et trouver la galaxie dans laquelle celle-ci s'est produite. La luminosité extrême des sursauts gamma permet de les détecter jusque dans les régions les plus reculées de l'Univers.

Le 23 avril dernier à 7h55 le satellite Swift de la NASA a détecté un éclair de rayons gamma d'une durée de 10 secondes qu'il a rapidement localisé. Cet événement a été baptisé GRB 090423, (GRB pour "Gamma-Ray Burst") suivi de la date à laquelle le sursaut a été détecté. En même temps qu'il tournait pour orienter ses télescopes visibles et à rayons X en direction du sursaut, plusieurs télescopes faisaient de même sur la Terre. Dans les minutes qui ont suivi l'alerte le sursaut était observé par divers télescopes qui ont fourni des résultats étonnants : les télescopes équipés de caméras visibles ne détectaient aucune trace de l'explosion tandis que ceux qui étaient équipés de caméras infrarouges, comme le télescope anglais UKIRT et le télescope Gemini à Hawaii, détectaient une nouvelle étoile plutôt brillante. Rapidement les astronomes ont compris qu'il pouvait s'agir d'une explosion extrêmement distante dont la lumière avait été décalée vers le rouge par l'expansion de l'Univers. Une dizaine d'heures après le sursaut gamma plusieurs observations couvrant simultanément les deux domaines visibles et infrarouge (spectres obtenus au télescope italien TNG des îles Canaries et au Very Large Telescope de l'ESO et observations photométriques réalisées avec le télescope allemand GROND – figure 2) ont pleinement confirmé cette hypothèse audacieuse. Ces mesures ont révélé une explosion ayant eu lieu lorsque l'Univers avait seulement 4% de son âge actuel (soit 630 millions d'années, ce qui correspond à un décalage vers le rouge z = 8,1). Les auteurs de ces observations venaient d'identifier l'astre le plus lointain jamais observé par l'homme, une explosion stellaire tellement lumineuse qu'elle a pu être détectée après que la lumière ait voyagé pendant 13 milliards d'années.

Cette découverte, à laquelle est associé Olivier Godet un chercheur post-doctoral de l'Observatoire Midi-Pyrénées (INSU-CNRS, Université Paul Sabatier), tombe comme une excellente nouvelle après le colloque de prospective du CNES qui vient d'officialiser l'engagement du projet du projet Sino-Français SVOM dont l'un des objectifs est précisément la détection et l'étude des sursauts gamma les plus lointains de l'Univers. La mission SVOM, prévue pour un lancement en 2014, permettra de systématiser la détection de ces événements grâce à une combinaison instrumentale unique qui inclut des détecteurs de rayons gamma dans l'espace, un système de diffusion rapide (quelques dizaines de secondes) des alertes vers la Terre, et des télescopes terrestres équipés de caméras infrarouges. Les chercheurs de l'Observatoire Midi-Pyrénées, qui ont une longue tradition d'étude de l'Univers jeune et de l'Univers à haute énergie, jouent un rôle de premier plan dans le projet SVOM. Le Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (CESR : INSU-CNRS, Université Paul Sabatier) fournira le détecteur de rayons gamma du télescope ECLAIRs, le dispositif embarqué sur le satellite de détection et d'alerte des sursauts gamma réalisé sous la maîtrise d'œuvre du CEA-IRFU à Saclay, tandis que le Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes (LATT : INSU-CNRS, Université Paul Sabatier) prépare un télescope terrestre équipé d'une caméra infrarouge. Sont également impliqués dans ce projet : le Laboratoire d'Astronomie de Marseille (LAM : INSU-CNRS, Université Aix-Marseille I, Observatoire Astronomique de Marseille Provence), l'Observatoire de Haute Provence (INSU-CNRS, Observatoire Astronomique de Marseille Provence), l'Institut d'Astrophysique de Paris (INSU-CNRS, Université de Paris 6). Les perspectives ouvertes par la détection de GRB 090423 sont immenses puisque les astronomes savent maintenant qu'ils ont les moyens d'étudier les premières générations d'étoiles et que celles-ci, lorsqu'elles explosent, deviennent pour quelques heures des "phares" puissants qui éclairent une période inexplorée de l'histoire de notre Univers : celle de la formation des premiers astres lumineux.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/une-nouvelle-fenetre-sur-les-premieres-etoiles-de-l-univers

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) sur l'orbiteur Mars Express de l'ESA a obtenu des images de Hephaestus Fossae, une région sur Mars parsemée de cratères et de systèmes de canaux.

Hephaestus Fossae se trouve à environ 21° Nord et 126° Est sur la Planète rouge. Nommée d'après le dieu grec du feu, elle s'étend sur plus de 600 kilomètres sur le flanc occidental d'Elysium Mons dans la région d'Utopia Planitia.

Obtenues le 28 Décembre 2007, les images ont une résolution au sol d'environ 16 mètres par pixel. Elles montrent que la région a des systèmes de canaux d'origine inconnue.

Les images couvrent 170 x 80 kilomètres carrés, un secteur presque aussi grand que le Montenegro. La surface est la plupart du temps plane, et est couverte par plusieurs petits cratères d'impact de 800-2.800 m de diamètre. De plus petits cratères sont dispersés à travers la région entière.

Le côté gauche de l'image montre un grand cratère d'impact mesurant 20 kilomètres de diamètre. Couvrant un secteur d'approximativement 150 kilomètres carrés, un cratère de cette taille sur Terre pourrait héberger des villes telles que Bonn ou Kiel. Contrairement aux cratères plus petits, il montre une couverture d'éjecta avec des formes d'écoulement entourant le bord.

Les grands cratères se sont formés quand du matériel meuble a été éjecté en raison de l'impact, et les plus petits se sont formés en raison d'impacts secondaires, lorsque du matériel plus compact a été éjecté sur une trajectoire ballistique et a percuté le cratère original à des distances variables.

La majeure partie de l'eau martienne existe sous forme de glace à fleur de terre. La présence d'une couverture d'éjecta et de canaux d'écoulement autour du cratère suggèrent que l'impact primaire pourrait avoir pénétré assez la surface pour faire fondre un réservoir d'eau congelé enterré.

Puisque les plus petits cratères d'impact ne montrent ni une couverture d'éjecta ni n'importe quel genre de canal d'écoulement, ils n'ont pas percuté la surface assez fortement pour atteindre la glace à fleur de terre. Il est possible de calculer la profondeur d'un réservoir d'eau congelé possible sous la surface en déterminant la profondeur des cratères d'impact.

http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMSKCVTGVF_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La première carte des nuages de Titan va permettre d'enrichir la compréhension du fonctionnement des systèmes atmosphériques planétaires. De 2004 à 2007, plus de deux cent nuages ont été observés sur ce satellite de Saturne.
Publiée dans Nature du 4 juin 2009, la carte a été établie par des chercheurs des laboratoires AIM (CEA, INSU-CNRS, Université Paris Diderot) LPGN (INSU-CNRS, Université de Nantes), et GSMA (CNRS, Université de Reims)(1), associés à l'équipe scientifique de l'instrument VIMS(Visual and Infrared Mapping Spectrometer) à bord de la mission Cassini-Huygens(2).

Titan, le plus gros satellite de Saturne, est le seul satellite du système solaire à posséder une épaisse atmosphère, au sein de laquelle on peut observer une météorologie très active : évaporation depuis des lacs, formation de nuages, précipitations. Cette météorologie implique non pas l'eau mais le méthane, et dans une moindre mesure l'éthane. Comme sur la Terre, la météorologie de Titan connait des cycles saisonniers très marqués (succession d'hivers, de printemps, d'automnes et d'étés) du fait de la forte inclinaison de l'axe de rotation du satellite. En revanche, ces cycles sont beaucoup plus longs : dix fois plus éloignée du Soleil que la Terre, Titan met 29 ans pour faire le tour du Soleil quand la Terre le fait en un an. Du fait de cette course autour du Soleil, Titan connaît des saisons qui durent environ 7 ans.

Depuis la première détection d'un nuage en 1995, puis les premières images réalisées avec des télescopes terrestres et avec les instruments embarqués sur la sonde Cassini-Huygens, les scientifiques avaient une vision encore ponctuelle et partielle de la couverture nuageuse de Titan.

Avec les observations de VIMS, entre juillet 2004, date de l'arrivée de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne, et décembre 2007, le seul modèle climatique prédisant la distribution nuageuse de Titan (3) se voit confirmé. La circulation atmosphérique globale (i.e. à l'échelle du satellite) joue un rôle primordial dans l'apparition et la répartition des nuages. Dans l'hémisphère d'été, des nuages de méthane se forment à proximité du pôle et autour de 40° de latitude : ils sont le résultat du réchauffement saisonnier de la surface de Titan, suffisant pour permettre une forte évaporation du méthane. L'élévation de cet air chargé en méthane est canalisée par la circulation générale de l'atmosphère, formant ainsi sporadiquement des nuages par condensation à des latitudes bien délimitées. Dans l'hémisphère d'hiver, la circulation générale dicte aussi la formation de nuages. La couverture nuageuse y est en revanche d'une nature différente : au delà de 60° de latitude, la branche de la circulation d'air, descendante cette fois-ci, apporte en continu de l'éthane depuis la haute atmosphère, qui se condense pour former des nuages plus bas (au niveau de régions plus froides). Tout au long de la période d'étude, entre 2004 et 2007, les observations de VIMS confirment ainsi le modèle climatique, aussi bien dans l'hémisphère sud (été) que nord (hiver).

Si la répartition géographique des nuages est très bien prédite, en revanche l'évolution de la couverture nuageuse dans le temps est moins bien comprise.  
En effet, le modèle de climat prévoit la disparition des nuages de l'hémisphère sud (au pôle et à 40°S) avec le basculement de la circulation atmosphérique lors de l'équinoxe, au mois d'août 2009, puis leur réapparition dans l'hémisphère nord (de façon symétrique, au pôle et à 40°N) à la saison opposée, à partir de 2014. Selon ce modèle, les nuages de l'hémisphère sud auraient même déjà dû disparaître progressivement depuis 2005, alors que l'automne, normalement plus froid et aride, approche. Or, ce n'est pas ce qui est observé en réalité. Les auteurs de l'étude montrent que des nuages apparaissent encore de façon régulière au cours de l'année 2007, laissant à penser que l'hémisphère sud connait une fin d'été plus chaude et humide que ce qui était prédit. Cette différence avec les modèles climatiques semble indiquer une inertie du système climatique de Titan plus importante que prédite, peut-être liée à l'inertie thermique de sa surface qui resterait encore suffisamment chaude pour continuer d'évaporer du méthane et former des nuages alors que l'éclairement du soleil diminue.

D'autres observations par la sonde Cassini, dont on espère prolonger la mission jusqu'en 2017, pourraient s'avérer cruciales car elles vont permettre de suivre l'évolution de la couverture nuageuse au moment du basculement de la circulation lors de l'équinoxe. Le suivi et la cartographie des nuages à cette période sera un révélateur de la circulation atmosphérique dans une période de changement rapide, et fournira des indications précieuses sur la dynamique du système atmosphérique de Titan.
L'ensemble de ces observations devraient permettre d'améliorer les modèles de circulation atmosphérique de Titan, et aideront, de façon générale, à mieux comprendre comment fonctionne une atmosphère planétaire, y compris celle de la Terre.

Notes

1 - Laboratoire Astrophysique, Interactions, Multi-échelles (AIM), Université Paris Diderot, INSU-CNRS, CEA/Irfu ; Laboratoire de Planétologie et Géodynamique de Nantes, INSU-CNRS, Université de Nantes ; Groupe de Spectrométrie Moléculaire et Atmosphérique, CNRS, Université Reims Champagne-Ardenne.

2 - La mission Cassini-Huygens est une mission spatiale conjointe des agences spatiales américaine (NASA), européenne (ESA) et italienne (ASI).

3 - Voir communiqué de presse INSU-CNRS du 12/01/2006 : http://www.insu.cnrs.fr/a1651,prevision-climatique-titan-temps-brumeux-nuageux.html

Référence

"Global circulation as the main source of cloud activity on Titan", S. Rodriguez , S. Le Mouélic , P. Rannou , C. Sotin, G. Tobie , J.W. Barnes, C.A. Griffith, M. Hirtzig, K.M. Pitman, R.H. Brown, K.H. Baines, B.J. Buratti, R.N. Clark, P.D. Nicholson, Nature, 4 Juin 2009.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a3043,meteorologie-premiere-carte-couverture-nuageuse-titan.html

http://www.sciences.univ-nantes.fr/geol/WEBUMR6112/MissionSpatiales/MissionCassiniHuygens/Nature_VIMS_clouds.html

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En utilisant le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, les astronomes ont obtenu une des vues les plus nettes à ce jour de l'Amas des Arches (Arches Cluster) - un extraordinaire amas dense de jeunes étoiles près du trou noir supermassif au coeur de la Voie lactée. En dépit des conditions extrêmes les astronomes ont été étonnés de trouver les mêmes proportions de jeunes étoiles de faible masse et de masse élevée dans l'amas comme on en trouve dans des endroits plus tranquilles de notre Voie lactée.

Crédit : ESO/P. Espinoza

Le massif Amas des Arches est un amas d'étoiles plutôt particulier. Il est localisé à 25.000 années-lumière vers la constellation du Sagittaire (Sagittarius, l'Archer), et contient environ un millier de jeunes étoiles massives, de moins de 2,5 millions d'années [1]. C'est un laboratoire idéal pour étudier comment les étoiles massives sont nées dans des conditions extrêmes car proches du centre de notre Voie lactée, où elles subissent des forces d'opposition énormes des étoiles, du gaz et du trou noir supermassif qui résident là. L'Amas des Arches est dix fois plus lourds que les typiques amas d'étoiles dispersés dans toute notre Voie lactée et est enrichi avec des éléments chimiques plus lourds que l'hélium.

En utilisant l'instrument d'optique adaptative NACO sur le VLT de l'ESO, situé au Chili, les astronomes ont scruté l'amas en détail. Grâce à l'optique adaptative, les astronomes peuvent supprimer la majeure partie de l'effet de flou de l'atmosphère, et ainsi les nouvelles images NACO de l'Amas des Arches sont encore plus nettes que celles obtenues avec des télescopes dans l'espace. Observer l'Amas des Arches est très difficile en raison des quantités énormes de poussières absorbantes entre la Terre et le Centre Galactique, que la lumière visible ne peut pas pénétrer. C'est pourquoi NACO a été employé pour observer la région dans la lumière proche infrarouge.

La nouvelle étude confirme que l'Amas des Arches est l'amas le plus dense de jeunes étoiles massives connu. Il est d'environ trois années-lumière de large avec plus de mille étoiles entassées dans chaque année-lumière cubique - une densité extrême un million de fois plus grande que dans le voisinage du Soleil.

Les astronomes étudiant les amas d'étoiles ont constaté que les étoiles de masse plus élevée sont plus rares que leurs soeurs moins massives, et leurs nombres relatifs sont identiques partout, suivant une loi universelle. Pendant de nombreuses années, l'Amas des Arches a semblé être une étonnante exception.

« Avec les conditions extrêmes dans l'Amas des Arches, on pourrait en effet imaginer que les étoiles ne se formeront pas comme dans notre voisinage solaire tranquille, » note Pablo Espinoza, l'auteur principal du papier rapportant les nouveaux résultats. « Cependant, nos nouvelles observations ont prouvé que les masses des étoiles dans cet amas suivent en fait la même loi universelle ».

Dans cette image les astronomes ont pu également étudier les étoiles les plus lumineuses dans l'amas. « L'étoile la plus massive que nous avons trouvée a une masse de 120 fois environ celle du Soleil, » ajoute le co-auteur Fernando Selman. « Nous concluons de ceci que si les étoiles massives de plus de 130 masses solaires existent, elles doivent vivre pendant moins de 2,5 millions d'années et finir leurs vies sans éclater comme les supernovae, comme le font habituellement les étoiles massives. »

La masse totale de l'amas semble être environ 30.000 fois celle du Soleil, beaucoup plus qu'ont le pensait auparavant. « Ce nous pouvons voir beaucoup mieux est dû aux images exquises de NACO, » ajoute le co-auteur Jorge Melnick.

Note

[1] le non de "Arches" ne vient pas de la constellation où l'amas est situé (Sagittarius, Le Sagittaire, autement dit, l'Archer), mais parce qu'il est situé près de filaments arqués détectés dans les cartes radio du centre de la Voie lactée.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-21-09.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La comète P/2002 JN16 (LINEAR) a été retrouvée dans le cadre du projet ROCOT (Recovery of periOdic COmeTs). Le 01 Juin 2009, Leonid Elenin a détecté un objet diffus avec une courte queue sur 16 images obtenues avec le télescope Maksutov-Newtonian de 0.36-m f/3.8 équipé d'une ST-10XME à l'Observatoire Tzec Maun (Mayhill, NM, USA), et a demandé confirmation le jour suivant à l'Observatoire de Tenagra. Michael Schartz a observé P/2002 JN16 le 03 Juin avec le télescope Ritchey-Chretien de 0.81-m f/7 + SITe.

La comète P/2002 JN16 (LINEAR) avait été découverte en tant qu'astéroïde le 09 Mai 2002 par le télescope de surveillance LINEAR. L'objet, répertorié 2002 JN16, et possédant une orbite inhabituelle, a révélé à C. A. Trujillo (California Institute of Technology) sa nature cométaire sur les images prises le 17 Mai dans le cadre d'un programme de recherche fait par M. Brown et par lui-même avec le télescope Schmidt de 1.2-m à l'Observatoire de Palomar. A la demande de Trujillo, J. Tonry a obtenu des images de confirmation avec le télescope de 2.2-m de l'Université d'Hawaii (Mauna Kea) le 22 Mai 2002. La comète P/2002 JN16 (LINEAR), dont le passage au périhélie avait lieu fin Juillet 2002, avait été observée pour la dernière fois le 01 Septembre 2002.

Les éléments orbitaux de la comète P/2009 L1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 24 Janvier 2009 à une distance de 1.78 UA du Soleil, et une période de 6.49 ans.

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2009 L1 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 221P/LINEAR en tant que 221ème comète périodique numérotée. 

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0221P.html

http://tech.groups.yahoo.com/group/comets-ml/message/15634

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie