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Une équipe d'astronomes européens a utilisé le VLT, le très grand télescope de l'ESO, et une foule d'autres télescopes, pour découvrir et étudier le quasar le plus lointain trouvé jusqu'à présent. Ce phare brillant, alimenté par un trou noir d'une masse atteignant deux milliards de fois celle du Soleil, est de loin l'objet le plus brillant découvert jusqu'à présent dans l'Univers jeune. Ces résultats seront publiés dans l'édition de la revue Nature du 30 juin 2011.

 Une interprétation d'artiste du quasar le plus lointain

Crédit : ESO/M. Kornmesser

«Ce quasar est capital pour sonder l'Univers jeune. C'est un objet très rare qui devrait nous aider à comprendre comment les trous noirs supermassifs se sont formés quelques centaines de millions d'années après le Big Bang, » déclare Stephen Warren, le responsable de l'équipe qui a mené cette étude.

Les quasars sont de très brillantes et lointaines galaxies dont l'énergie est supposée provenir de trous noirs supermassifs situés en leurs centres. Leur éclat en fait de puissantes balises qui devraient aider les astronomes à sonder l'époque où les premières étoiles et galaxies étaient en train de se former. Le quasar récemment découvert est tellement loin de nous que sa lumière permet de sonder la dernière partie de la période dite de la réionisation [1].

Ce quasar, appelé ULAS J1120+0641 [2], est observé tel qu'il était seulement 770 millions d'années après le Big Bang (redshift 7.1 [3]). Il faut 12,9 milliards d'années à sa lumière pour nous atteindre.

Bien que des objets plus distants aient été confirmés (tel qu'un sursaut gamma avec un redshift de 8,2, eso0917, et une galaxie avec un redshift de 8,6, eso1041), le quasar tout juste découvert est des centaines de fois plus brillant qu'eux. Parmi les objets suffisamment brillants pour être étudiés en détail, c'est de loin le plus lointain.

Le second quasar le plus éloigné est observé tel qu'il était 870 millions d'années après le Big Bang (redshift 6,4). Des objets semblables plus lointains ne peuvent pas être trouvés avec des sondages en lumière visible, car leur lumière, dont la longueur d'onde est étirée par l'expansion de l'Univers, se trouve principalement dans la partie infrarouge du spectre lorsqu'elle arrive sur Terre. Le sondage européen du ciel profond dans l'infrarouge UKIRT (UKIDSS pour UKIRT Infrared Deep Sky Survey) qui utilise le télescope infrarouge du Royaume-Uni spécialisé dans ce domaine [4] à Hawaï a été conçu pour résoudre ce problème. L'équipe d'astronomes a cherché parmi les millions d'objets de la base de données UKIDSS pour trouver ceux qui pourraient être les quasars lointains si longtemps recherchés et éventuellement trouver le filon.

«Il nous a fallu cinq ans pour trouver cet objet, » explique Bram Venemans, un des auteurs de cette étude. « Nous cherchions un quasar avec un redshift supérieur à 6.5. En trouver un qui était aussi lointain, avec un redshift supérieur à 7, a été une merveilleuse surprise. En scrutant profondément dans la période de la réionisation, ce quasar nous offre une occasion unique d'explorer une fenêtre de 100 millions d'années dans l'histoire cosmique qui était auparavant hors d'atteinte ».

La distance du quasar par rapport à la Terre a été déterminée à partir d'observations effectuées avec l'instrument FORS2, sur le VLT de l'ESO et des instruments sur le Télescope Gemini North [5]. Etant donné que cet objet est relativement brillant, il a été possible d'en obtenir le spectre (ce qui implique de décomposer la lumière de l'objet dans ses différentes couleurs). Cette technique a permis aux astronomes d'en apprendre beaucoup sur ce quasar.

Ces observations ont montré que la masse du trou noir situé au centre de ULAS J1120+0641 est environ deux milliards de fois celle du Soleil. Cette masse très importante est difficile à expliquer si peu de temps après le Big Bang. Les théories en vigueur sur la croissance des trous noirs supermassifs prédisent une lente accumulation de masse alors que l'objet compact attire de la matière environnante.

« Nous pensons qu'il y a seulement une centaine de quasars brillants avec un redshift supérieur à 7 dans tout le ciel, » conclut Daniel Mortlock, le premier auteur de l'article scientifique. «  Une recherche minutieuse a été nécessaire pour trouver cet objet, mais être capable de dévoiler quelques mystères de l'Univers jeune valait bien un tel effort. »

Notes :

[1] Environ 300 000 années après le Big Bang, qui a eu lieu il y a 13,7 milliards d'années, l'Univers s'est suffisamment refroidi pour permettre aux électrons et aux protons de se combiner pour donner de l'hydrogène neutre (un gaz sans charge électrique). Ce gaz froid et sombre baigna l'Univers jusqu'à ce que les premières étoiles commencent à se former, environ 100 à 150 millions d'années après. Leur intense rayonnement ultraviolet redissocia petit à petit les atomes d'hydrogène en protons et en électrons, un processus appelé la réionisation, rendant l'Univers plus transparent à la lumière ultraviolette. On pense que cette période a eu lieu entre 150 millions et 800 millions d'années après le Big Bang.

[2] Cet objet a été découvert en utilisant les données du Sondage « UKIDSS Large Area Survey » ou ULAS. Les nombres et le préfixe « J » font référence à la position du quasar dans le ciel.

[3] Parce que la lumière voyage à une vitesse finie, les astronomes regardent dans le passé quand ils regardent loin dans l'Univers. Il a fallu 12,9 milliards d'années à la lumière de ULAS J1120+0641 pour voyager jusqu'aux télescopes terrestres. Le quasar est donc vu tel qu'il était quand l'Univers était âgé de seulement 770 millions d'années. Au cours de ces 12,9 milliards d'années, l'Univers s'est étendu et par conséquent la lumière des objets s'est étirée. Le redshift cosmologique, ou simplement redshift, est une mesure de l'étirement total subi par l'Univers entre le moment où la lumière est émise et le moment où elle est reçue.

[4] UKIRT est le télescope infrarouge du Royaume-Uni. Le UK's Science and Technology Facilities Council en est le propriétaire et il est géré par le personnel du Joint Astronomy Centre à Hilo, à Hawaï.

[5] FORS2 est le réducteur focal et spectrographe à faible dispersion du VLT. Les autres instruments utilisés pour décomposer la lumière de cet objet étaient le Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) et le Gemini Near-Infrared Spectrograph (GNIRS). Le Télescope Liverpool, le Télescope Isaac Newton et le UK Infrared Telescope (UKIRT) ont également été utilisés pour confirmer les mesures du sondage.

Plus d'informations :

Cette recherche a été présentée dans un article publié dans la revue Nature du 30 juin 2011.

L'équipe est composée de Daniel J. Mortlock (Imperial College London [Imperial], Royaume-Uni), Stephen J. Warren (Imperial), Bram P. Venemans (ESO, Garching, Allemagne), Mitesh Patel (Imperial), Paul C. Hewett (Institute of Astronomy [IoA], Cambridge, Royaume-Uni), Richard G. McMahon (IoA), Chris Simpson (Liverpool John Moores University, Royaume-Uni), Tom Theuns (Institute for Computational Cosmology, Durham, Royaume-Uni et University of Antwerp, Belgique), Eduardo A. Gonzáles-Solares (IoA), Andy Adamson (Joint Astronomy Centre, Hilo, USA), Simon Dye (Centre for Astronomy and Particle Theory, Nottingham, Royaume-Uni), Nigel C. Hambly (Institute for Astronomy, Edinburgh, Royaume-Uni), Paul Hirst (Gemini Observatory, Hilo, USA), Mike J. Irwin (IoA), Ernst Kuiper (Leiden Observatory, Pays-Bas), Andy Lawrence (Institute for Astronomy, Edinburgh, Royaume-Uni), Huub J. A. Röttgering (Leiden Observatory, Pays-Bas).

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 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 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 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

Liens

L'article scientifique de Nature 

Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1122/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte le 22 Juin 2011 par l'équipe du télescope de surveillance LINEAR. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par J. Linder, G. Sostero, E. Guido et E. Bryssinck (Tzec Maun Observatory, Mayhill), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), P. Birtwhistle (Great Shefford), H. Sato (RAS Observatory, Mayhill),  R. Ligustri (RAS Observatory, Mayhill), M. Jaeger, E. Prosperi, S. Prosperi et W. Vollmann (Stixendorf), W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 M1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 07 Septembre 2011 à une distance d'environ 0,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11M37.html (MPEC 2011-M37)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11M010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20M1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En utilisant l'instrument VISIR, installé sur le très grand télescope (VLT) de l'ESO, des astronomes ont réalisé une image détaillée comme jamais auparavant de la nébuleuse complexe et lumineuse autour de l'étoile supergéante Bételgeuse. Cette structure, qui ressemble à un feu émanant de l'étoile, est formée à partir de ce monstre stellaire qui répand sa matière dans l'espace.

Crédit : ESO/P. Kervella

Bételgeuse, supergéante rouge dans la constellation d'Orion, est une des étoiles les plus brillantes du ciel nocturne. C'est également l'une des plus grosses, ayant une taille correspondant pratiquement à l'orbite de Jupiter – environ quatre fois et demie le diamètre de l'orbite terrestre.  L'image du VLT montre la nébuleuse environnante, bien plus grande  que la supergéante elle-même, qui s'étend sur 60 milliards de kilomètres au-delà de la surface de l'étoile, soit environ 400 fois la distance Terre-Soleil.

Les supergéantes rouges comme Bételgeuse constituent l'une des dernières phases de la vie d'une étoile massive.  Pendant cette brève tranche de vie, l'étoile augmente en taille et expulse ses couches externes dans l'espace à un rythme incroyable – elle se débarrasse d'immenses quantités de matière (environ la masse du Soleil) en seulement 10 000 ans.

Le processus par lequel une étoile comme Bételgeuse expulse sa matière implique deux phénomènes. Le premier est la formation de gigantesques colonnes de gaz (cependant bien plus petite que la nébuleuse observée) s'étendant dans l'espace à partir de la surface de l'étoile, détectées précédemment en utilisant l'instrument NACO sur le VLT [1]. L'autre, qui fait suite à l'éjection de la colonne, est le vigoureux mouvement ascendant et descendant de bulles géantes dans l'atmosphère de Bételgeuse – comme de l'eau qui bout s'agite dans une casserole (eso0927).

Les nouveaux résultats montrent que les colonnes que l'on voit à côté de l'étoile sont probablement connectées à des structures dans la nébuleuse extérieure maintenant photographiée dans l'infrarouge avec VISIR. La nébuleuse ne peut pas être vue en lumière visible, car Bételgeuse la noie totalement dans son éclat. La forme irrégulière et asymétrique de la matière indique que l'étoile n'a pas éjecté ses couches externes de manière symétrique. Les bulles de matière stellaire et les colonnes géantes qu'elles engendrent sont probablement responsables de l'aspect fragmenté de la nébuleuse.

La matière visible dans les nouvelles images est probablement constituée de poussière d'oxyde d'aluminium et de silicate. C'est le même matériau qui forme la majeure partie de la croûte terrestre et des autres planètes rocheuses. A un certain moment il y a bien longtemps, les silicates de la Terre ont été formés par une étoile massive (et maintenant éteinte) semblable à Bételgeuse.

Dans cette image composée, les précédentes observations par NACO des colonnes sont représentées dans le disque central. Le petit cercle rouge au milieu a un diamètre d'environ quatre fois et demie celui de l'orbite terrestre et représente l'emplacement de la surface visible de Bételgeuse. Le disque noir correspond à une partie très lumineuse de l'image qui a été masquée afin de permettre à la nébuleuse, dont le rayonnement est bien moins fort, d'être visible. Les images de VISIR ont été prises à travers des filtres infrarouges sensibles aux rayonnements de différentes longueurs d'onde avec le bleu correspondant aux plus courtes d'entres elles et le rouge aux plus longues. Le champ est de 5.63x5.63 arcsecondes.

Notes :

[1] NACO est un instrument du VLT qui combine le système d'optique adaptative Nasmyth NAOS (NAOS pour Nasmyth Adaptive Optics System) et l'imageur et spectrographe en proche infrarouge CONICA. Il permet de faire de l'imagerie assistée par de l'optique adaptative, de la polarimétrie en images, de la chronographie et de la spectroscopie dans les longueurs d'onde proche infrarouge.

Plus d'informations :

Cette recherche a été présentée dans un article publié dans la revue Astronomy & Astrophysics.

L'équipe est composée de P. Kervella (Observatoire de Paris, France), G. Perrin (Observatoire de Paris), A. Chiavassa (Université Libre de Bruxelles, Belgique), S. T. Ridgway (National Optical Astronomy Observatories, Tucson, USA), J. Cami (University of Western Ontario,Canada; SETI Institute, Mountain View, USA), X. Haubois (Universidade de Sao Paulo, Brésil) and T. Verhoelst (Instituut voor Sterrenkunde, Leuven, Pays-Bas).

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 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 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 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'oeil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

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L'article scientifique (en anglais)

Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1121/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'azote solaire est très différent de celui des météorites et de la Terre. Tel est le résultat obtenu par une équipe franco-américaine dirigée par le Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CNRS) de Nancy, après analyse des échantillons de vent solaire récoltés par la mission spatiale Genesis lancée par la NASA en 2001. Il a ainsi été possible de déterminer la composition isotopique du Soleil, son « ADN » en quelque sorte, qui reflète la composition du nuage de gaz et de poussières dont est issu le système solaire. Ces travaux, qui ont notamment bénéficié du soutien du CNRS, du CNES et de la Région Lorraine, pourraient permettre de mieux comprendre les phénomènes à l'origine du système solaire. Ils sont publiés le 24 juin 2011 dans la revue Science, dont ils font la couverture.

D'où vient la matière de notre système solaire ? Comment s'est-il formé ? Pour répondre à ces questions, les scientifiques s'intéressent au Soleil. En effet, notre étoile concentre plus de 99% de la matière actuellement présente dans le système solaire. Surtout, elle a conservé la composition initiale de la nébuleuse protosolaire, nuage de gaz et de poussières dont est issu le système solaire. Ce qui n'est pas le cas de la plupart des autres corps du système solaire, comme la Terre, Mars ou les météorites. Ces derniers s'étant formés à haute température, ils ont perdu les éléments volatils primitifs. Leur composition actuelle ne reflète pas la composition de la nébuleuse protosolaire.

La composition chimique du Soleil nous est connue grâce à l'analyse de la lumière qu'il émet. Mais, impossible de déterminer à distance l'abondance en isotope. En effet, pour un même élément, différents isotopes peuvent exister (14N et 15N pour l'azote ; 16O, 17O et 18O pour l'oxygène, etc.) : ils diffèrent par leur nombre de neutrons, tout en ayant le même nombre d'électrons et de protons. Etablir les compositions isotopiques en azote et oxygène du Soleil figurait parmi les principaux objectifs de la mission Genesis. La raison ? Les rapports isotopiques de ces éléments (15N/14N pour l'azote , 17O/16O et 18O/16O pour l'oxygène ) s'avèrent très disparates entre les différents objets du système solaire que sont la Terre, la Lune, Mars, les météorites, les comètes et les planètes géantes. Pour expliquer ces variations, il était indispensable de déterminer la composition isotopique de la nébuleuse protosolaire, autrement dit celle du Soleil aujourd'hui.

Lors de la mission Genesis qui s'est déroulée de décembre 2001 à avril 2004, des cibles ont été irradiées par le vent solaire pendant 27 mois. L'équipe de Bernard Marty au Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CRPG) du CNRS a ensuite été sélectionnée par la NASA afin d'établir l'abondance des isotopes de l'azote dans les échantillons récoltés. Toutes leurs analyses concordent vers le même résultat : l'azote solaire est différent de l'azote terrestre. Le Soleil est 60% plus pauvre en isotope 15N que la Terre. En d'autres termes, la Terre et les météorites sont enrichies de 60% en 15N tandis que les comètes le sont de 300 %. En parallèle, une équipe américaine a révélé que l'oxygène solaire est aussi appauvri en isotopes rares (17O et 18O) par rapport à celui sur Terre. Leur étude est également publiée dans la revue Science cette semaine. D'autre part, le rapport 15N/14N du Soleil est similaire à celui de l'atmosphère de Jupiter, analysé il y a dix ans par une sonde américaine. Cette similitude démontre que les planètes géantes, dont Jupiter, ont capturé dans leurs atmosphères une partie du gaz présent dans la nébuleuse primitive.

Tous les corps du système solaire (à l'exception des planètes gazeuses comme Jupiter) sont donc « anormalement » plus riches en isotopes rares d'azote et d'oxygène que le Soleil. De telles disparités ne sont pas observées pour les éléments non volatils. Caractériser l'origine de ces enrichissements permettrait de mieux comprendre les phénomènes à l'origine de notre système solaire. L'une des pistes actuellement explorée est la suivante : ces variations résulteraient d'une irradiation intense du gaz résiduel de la nébuleuse par le Soleil jeune, à cette époque beaucoup plus énergétique qu'aujourd'hui. Des réactions photochimiques auraient alors enrichi en isotopes rares les composés résultant de ces réactions, qui auraient été incorporés dans les météorites et les planètes telluriques. Une hypothèse qu'il reste à étudier...

Source(s): 

"A 15N-poor isotopic composition for the Solar System as shown by the Genesis solar wind samples". Marty B., Chaussidon M., Wiens R. C., Jurewicz A. J. G., Burnett D.S. Science. 24 juin 2011

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a3846,adn-soleil-revele.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe de scientifiques a étudié l'amas de galaxies Abell 2744, surnommé l'amas de Pandore. Ils ont reconstitué la violente et complexe histoire de cet amas en utilisant des télescopes au sol et dans l'espace, parmi lesquels le très grand télescope (VLT) de l'ESO et le télescope spatial Hubble. Abell 2744 semble être le résultat du carambolage simultané d'au moins quatre amas de galaxies distincts et cette collision complexe a produit des effets étranges jamais observés simultanément auparavant.

Crédit : NASA, ESA, ESO, CXC & D. Coe (STScI)/J. Merten (Heidelberg/Bologna)

Quand d'énormes amas de galaxies entrent en collision, la pagaille qui en résulte est une mine abondante d'informations pour les astronomes. En observant l'un des amas issus de collisions, parmi les plus complexes et les moins communs du ciel, une équipe internationale d'astronomes a reconstitué l'histoire d'une collision cosmique qui s'est déroulée sur une période de 350 millions d'années.

Julian Merten, l'un des principaux scientifiques de cette nouvelle étude de l'amas Abell 2744, explique : « Comme un enquêteur reconstituant les causes d'un accident, nous pouvons utiliser les observations de ces carambolages cosmiques pour reconstituer les événements qui se sont déroulés sur une période de centaines de millions d'années. Ceci peut nous permettre de comprendre comment les structures se forment dans l'Univers et comment différents types de matière interagissent les uns avec les autres quand ils entrent en collision. »

« Nous l'avons surnommé l'amas de Pandore, car les collisions ont provoqué tellement de phénomènes étranges et différents. Certains de ces phénomènes n'ont jamais été vu auparavant, » ajoute Renato Dupke, un autre membre de l'équipe.

Abell 2744 a maintenant été étudié de manière bien plus détaillée que jamais en combinant les données du VLT, le très grand télescope de l'ESO, du Télescope japonais Subaru, du télescope spatial NASA/ESA Hubble et de l'Observatoire Chandra de la NASA qui observe dans les rayons X.

Les galaxies de l'amas sont clairement visibles sur les images du VLT et de Hubble. Bien que les galaxies soient lumineuses, elles représentent moins de 5% de la masse totale de l'amas. Le reste est constitué de gaz (environ 20%), qui est tellement chaud qu'il ne rayonne que dans les rayons X, et de matière noire (environ 75%), qui est totalement invisible. Afin de comprendre ce qui s'est passé au moment de la collision, l'équipe avait besoin de cartographier la répartition géographique des trois types de matière dans Abell 2744.

La matière noire est particulièrement difficile à trouver puisqu'elle n'émet, n'absorbe ou ne réfléchit aucune lumière (d'où son nom), mais se manifeste seulement par son attraction gravitationnelle. Afin de localiser cette mystérieuse substance, l'équipe a utilisé un phénomène connu sous le nom de lentille gravitationnelle. Il s'agit de la courbure des rayons lumineux émis par les galaxies lointaines quand ils traversent le champ gravitationnel présent dans l'amas. Le résultat est une série de distorsions révélatrices dans les images des galaxies d'arrières plan vues sur les observations du VLT et de Hubble. En déterminant précautionneusement la manière dont ces images sont déformées, il est possible de cartographier assez précisément où la masse cachée – et donc la matière noire – se trouve vraiment.

En comparaison, trouver le gaz chaud dans l'amas est plus simple, car l'Observatoire en rayons X Chandra de la NASA peut l'observer directement. Ces observations ne sont pas seulement essentielles pour découvrir où se trouve le gaz, mais aussi pour montrer les angles et les vitesses avec lesquels les différents composants de l'amas se sont rencontrés.

Quand les astronomes ont regardé les résultats, ils ont trouvé beaucoup de structures curieuses. « Abell 2744 semble s'être formé à partir de quatre amas différents impliqués dans une série de collisions s'étendant sur une période de quelques 350 millions d'années. La distribution compliquée et irrégulière des différents types de matière est extrêmement inhabituelle et fascinante, » déclare Dan Coe, l'autre auteur principal de cette étude.

Il semble que la collision complexe ait séparé une partie du gaz chaud et de la matière noire de telle sorte qu'ils se trouvent maintenant séparés l'un de l'autre ainsi que des galaxies visibles. L'amas de Pandore combine plusieurs phénomènes qui ont seulement déjà été observés séparément dans d'autres systèmes.

A proximité du coeur de l'amas, il y a une « balle », là où le gaz d'un amas est entré en collision avec celui d'un autre amas créant une onde de choc. La collision n'a pas affecté la matière noire [1].

Dans une autre partie de l'amas il semble qu'il y ait des galaxies et de la matière noire, mais pas de gaz chaud. Le gaz a dû être expulsé pendant la collision, ne laissant rien de plus qu'une faible trainée.

Il y a même des structures plus bizarres encore dans les parties extérieures de l'amas. Une région contient une grande quantité de matière noire, mais pas de galaxies lumineuses ou de gaz chaud. Un paquet fantomatique de gaz à l'écart a été éjecté, précédant plutôt que suivant la matière noire associée. Cet agencement déconcertant donne peut-être aux astronomes des indications sur la manière dont se comporte la matière noire et sur la manière dont interagissent les uns avec les autres les divers ingrédients de l'Univers.

Les amas de galaxies sont les plus grosses structures du cosmos, contenant littéralement des milliers de milliards d'étoiles. La manière dont ils se forment et se développent au travers de collisions répétées a de profondes implications sur notre compréhension de l'Univers. D'autres études de l'amas de Pandore, la fusion la plus complexe et la plus fascinante observée jusqu'à présent, sont en cours.

Notes

[1] Cet effet a été observé précédemment dans quelques collisions d'amas de galaxies, dont le fameux « amas du boulet », 1E 0657-56.

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article intitulé « Creation of cosmic structure in the complex galaxy cluster merger Abell 2744 », publié dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

L'équipe est composée de J. Merten (Institute for Theoretical Astrophysics, Heidelberg, Germany; INAF-Osservatorio Astronomico di Bologna, Italie), D. Coe (Space Telescope Science Institute, Baltimore, USA), R. Dupke (University of Michigan, USA; Eureka Scientific, USA; National Observatory, Rio de Janeiro, Brésil), R. Massey (University of Edinburgh, Ecosse), A. Zitrin (Tel Aviv University, Israël), E.S. Cypriano (University of Sao Paulo, Brésil), N. Okabe (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, Taiwan), B. Frye (University of San Francisco, USA), F. Braglia (University of British Columbia, Canada), Y. Jimenez-Teja (Instituto de Astrofisica de Andalucia, Granada, Espagne), N. Benitez (Instituto de Astrofisica de Andalucia), T. Broadhurst (University of Basque Country, Espagne), J. Rhodes (Jet Propulsion Laboratory/Caltech, USA), M. Meneghetti (INAF-Osservatorio Astronomico di Bologna, Italie), L. A. Moustakas (Caltech), L. Sodre Jr. (University of Sao Paulo, Brésil), J. Krick (Spitzer Science Center/IPAC/Caltech, USA) and J. N. Bregman (University of Michigan).

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 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 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 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'oeil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

Liens

L'article scientifique

Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1120/

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/17/

http://chandra.si.edu/photo/2011/a2744/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe de chercheurs français est parvenue, grâce à un appareil d'observation dédié, à détecter les micro-pulsations affectant l'atmosphère de Jupiter, reflets de son activité interne. Leurs résultats sont à paraître dans la revue Astronomy and Astrophysics, acceptés pour publication le 6 juin 2011.

C'est la plus grosse planète du système solaire, représentant quelques 70% de sa masse totale. Des planètes géantes, c'est elle qui a reçu le plus de visites : entre 1973 et 2007, pas moins de huit sondes spatiales l'ont observée. Et les astronomes amateurs se délectent depuis toujours de ses couleurs et de ses motifs derrière leurs télescopes ! Jupiter, pourtant, n'a pas encore lâché tous ses secrets : sa structure interne reste un mystère et les spécialistes ignorent par exemple si elle possède un noyau rocheux.

« Jupiter reste un enjeu pour comprendre la formation du système solaire. Car si l'on approche les mécanismes qui ont conduit à la mise en place de cet énorme objet, on aura compris le principal », explique Patrick Gaulme, chercheur à l'Institut d'Astrophysique Spatiale (CNRS, Université Paris Sud) et auteur principal de l'article. Pour avancer dans cette compréhension, le chercheur et ses collègues, François Xavier Schmider, Tristan Guillot et Jean Gay (laboratoire Fizeau et laboratoire Cassiopée, CNRS, Université de Nice, Observatoire de Côte d'Azur) ont utilisé des techniques de sismologie, qui étudient la propagation des ondes au sein des couches de matière. En clair, alors que l'oreille est capable de percevoir des différences de sons entre une balle de golf se déplaçant dans l'air, rentrant dans un étang ou percutant un obstacle dur, les astrophysiciens « écoutent » eux aussi avec leurs appareils les ondes renvoyées par une planète, reflets de sa composition interne.

Mais les règles du jeu ne sont pas les mêmes quand il s'agit d'un astre à la surface fluide ! « Non seulement il est impossible de poser des appareils de mesure sur ce type de planètes, mais de plus, elles ne sont pas soumises aux secousses, cassures et autres chocs affectant les astres à surface solide, comme la Terre, et grâce auxquels nous tirons beaucoup d'enseignements sur la composition interne d'une planète », explique le spécialiste. La sismologie pour astres fluides n'est pas nouvelle : elle est utilisée depuis les années 70 dans le cas du Soleil (héliosismologie), et de façon accrue pour les étoiles (astérosismologie) depuis 2007 et 2009, grâce aux satellites français CoRoT et américain Kepler. La sismologie, alors, consiste à écouter les pulsations émises par ces planètes, celles-ci se reflétant non pas sur la couche superficielle et dure de l'astre, comme sur Terre, mais affectant et déformant les gaz qui l'entourent.

Cette traque relevait du défi. Non seulement l'existence de ces pulsations sur Jupiter était sujet à discussion depuis plus de trente ans, mais les chercheurs devaient aussi détecter une aiguille dans une botte de foin. « Alors que les oscillations recherchées affichent une vitesse de 10 cm à 100 cm par seconde, Jupiter, elle, tourne sur elle même à 12,5 km par seconde au niveau de son équateur !», précise Patrick Gaulme. Pour y parvenir, ils ont dû mettre au point le premier instrument capable de détecter ces micro-pulsations. Son nom : SYMPA. Il a été développé par l'Université de Nice et l'Observatoire de la Côte d'Azur et financé, à hauteur de 170 k€, par le CNRS, l'INSU, le Ministère de l'Enseignement Supérieur et de la Recherche, l'OCA et les réseaux européens ANTENA et OPTICON.

Après une semaine d'observations en 2005 à l'Observatoire du Teide aux Canaries, et au terme d'un longue et minutieuse analyse, des résultats sont tombés. L'appareil, en mesurant la vitesse radiale de l'atmosphère de Jupiter par effet Doppler, a bel et bien détecté les micro-pulsations de l'astre ! « Nous savons maintenant que ces oscillations existent. Cela ouvre une nouvelle voie pour explorer les planètes gazeuses. Pour Jupiter elle-même, les conséquences sont importantes : nos observations confirment ce qu'avaient prévu les modèles d'ores et déjà existants », affirme-t-il. Prochaine étape : acquérir un instrument d'observation plus puissant afin de regarder de nouveau les pulsations de Jupiter, qui sera bien visible en 2012 et 2013 dans l'hémisphère nord. Et développer un prototype afin d'observer la géante du système solaire non pas du sol mais depuis un satellite. « Nous avons un instrument (DSI-ECHOES) qui est en compétition pour faire partie de la prochaine mission européenne d'exploration du système de Jupiter JUICE », confirme Patrick Gaulme.  Affaire à suivre !

Source(s): 

"Detection of Jovian seismic waves: a new probe of its interior structure". Astronomy & Astrophysics 2011, 531, A104. P. Gaulme, F.-X. Schmider, J. Gay, T. Guillot, et C. Jacob.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/le-systeme-solaire/l-instrument-sympa-detecte-les-pulsations-de-jupiter

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La sonde Cassini de la NASA a achevé avec succès sa seconde plus proche rencontre avec la lune glacée Hélène de Saturne, retransmettant des images brutes de la petite lune. A l'approche au plus près, le 18 Juin, Cassini a survolé à environ 6.968 km la surface d'Hélène. C'était la seconde plus proche approche à Hélène de toute la mission.

Le vaisseau spatial Cassini a obtenu cette image non traitée de la lune Hélène de Saturne le 18 Juin 2011.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Cassini est passé du côté nuit d'Hélène au côté ensoleillé de la lune. Elle a aussi capturé des images de la face de la lune tournée vers Saturne dans la lumière solaire, une région qui était seulement éclairée par la lumière du Soleil réfléchie par Saturne la dernière fois que Cassini était proche, en Mars 2010. Ce survol permettra aux scientifiques de terminer la création d'une carte globale d'Hélène, afin qu'ils puissent mieux comprendre l'histoire des impacts sur la lune et des caractéristiques semblables à des ravins vus lors des survols précédents.

La plus proche rencontre de la mission avec Hélène a eu lieu le 10 Mars 2010, lorsque Cassini a volé à environ 1.820 km de la lune.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-186

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau ravitailleur ATV Johannes Kepler de l'Europe s'est désamarré de la Station spatiale internationale lundi 20 Juin 2011 à 14:46:30 GMT (16:46:30 CEST). L'engin laisse maintenant l'avant-poste orbital loin derrière et mettra fin à sa mission mardi soir comme une étoile filante sur l'océan Pacifique.

Crédit : NASA

Après avoir passé près de quatre mois en tant que partie importante de la Station spatiale internationale, le deuxième véhicule de transfert automatique de l'ESA termine ses jours comme un camion poubelle - un autre rôle essentiel car les 1200 kg de sacs de déchets et d'équipements mis au rebut ne peuvent pas être simplement jetés hors de la Station.

L'équipage a fermé les écoutilles entre les deux véhicules le dimanche après midi à 15:30 GMT (17:30 CEST).

Le désarrimage a eu lieu aujourd'hui, avec les propulseurs de l'ATV l'éloigant en douceur de l'avant-poste, vers un chemin qui mène à sa destruction délibérée. Avant le désamarrage, toutes les connexions électriques et de données entre les deux vaisseaux ont été déconnectées à 14:39 GMT (16:39 CEST).

L'ATV Johannes Kepler a livré plus de sept tonnes de fournitures, d'ergols et d'oxygène en Février.

Le dernier emploi principal de l'ATV était de placer le complexe sur une orbite plus élevée. Le véhicule a également aidé au contrôle d'altitude de la Station plusieurs fois au cours de sa mission.

Boule de feu du Pacifique

Mardi, Johannes Kepler allumera ses moteurs à deux reprises pour descendre de l'orbite.

Le premier allumage, à 17h07 GMT (19h07 CEST), l'abaissera vers la Terre. Le second allumage, à 20:52 GMT (22:52 CEST), le dirigera précisément vers sa cible du Pacifique Sud.

Cette zone est utilisée pour les ré-entrées contrôlées d'engins spatiaux, car elle est inhabitée et en dehors des voies maritimes et des voies aériennes. Une analyse approfondie par des spécialistes de l'ESA fera en sorte que la trajectoire reste dans les limites de sécurité.

Le même secteur a été également utilisé pour les descentes de l'ATV-1 en Septembre 2008 et la station russe Mir en 2001.

Le trafic aérien et maritime a été averti et une zone d'exclusion aérienne permettra d'éviter tout accident.

L'ATV de 14 tonnes est désormais vide de matières dangereuses et il sera presque complètement brûlé - comme un météore, frappant l'atmosphère à grande vitesse.

Chaque année, environ 40.000 tonnes de météorites et des poussières interplanétaires tombent à Terre sans aucun mauvais effet.

Le cargo va frapper les couches externes de l'atmosphère à une altitude d'environ 100 km. Il va commencer à tomber en chute libre à environ 20h24 GMT (22h24 CEST), se désintégrera, brûlera et tout ce qui restera va frapper l'océan vers 20h59 GMT (22h59 CEST).

Seuls quelques morceaux résistants pourraient survivre à la rentrée en feu et plonger sans danger dans l'océan.

Dernier appel à domicile

Les derniers moments de Johannes Kepler seront soigneusement capturés par son Reentry Breakup Recorder, recueillant des informations sur sa position, l'attitude, la température, la pression et d'autres aspects de son morcellement.

La «boîte noire» de 9 kg commencera automatiquement l'enregistrement des cinq dernières minutes de l'ATV.

Il sera alors largué, protégé par son propre bouclier thermique. A une altitude de 18 km il transmettra les données stockées via le système de téléphone satellite Iridium pour analyse. L'enregistreur ne sera pas recupéré.

Certains aspects du contrôle des entrées destructrices ne sont pas encore bien connus aussi toutes les mesures in situ sont les bienvenus.

Des enregistreurs similaires peuvent être utilisés à l'avenir sur des satellites et engins spatiaux, comme les boîtes noires des avions.

http://www.esa.int/esaCP/SEM0JL0T1PG_index_0.html

http://blogs.esa.int/atv/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette brillante nébuleuse émeraude vue par le télescope spatial Spitzer n'est pas sans rappeler l'anneau lumineux brandi par le super-héros «La Lanterne Verte» (Green Lantern). Dans la bande dessinée, les Gardiens de la Planète «Oa» ont forgé son anneau de pouvoir, mais les astronomes pensent que les anneaux comme celui-ci sont en fait sculptés par la lumière puissante de géantes étoiles «O». Les étoiles O sont le type le plus massif d'étoiles connu pour exister.

Crédit : NASA/JPL-Caltech

Nommée RCW 120 par les astronomes, cette région de gaz chaud et de poussières rougeoyantes peut être trouvée dans les nuages sombres encerclés par la queue de la constellation du Scorpion. L'anneau vert de poussière est réellement brillant dans les couleurs infrarouges que nos yeux ne peuvent voir, mais apparait intensément lorsqu'il est vu par les détecteurs infrarouges de Spitzer. Au centre de cet anneau se trouve un couple d'étoiles géantes dont l'intense lumière ultraviolette a creusé la bulle, mais elles se mélangent avec les autres étoiles lorsqu'elles sont vues dans l'infrarouge.

Les anneaux de ce genre sont si communs dans les observations de Spitzer que les astronomes ont même demandé l'aide du public pour aider à les trouver et les cataloguer tous. Toute personne intéressée à se joindre à la recherche en tant que citoyen de la science peut visiter «The Milky Way Project», faisant partie du «Zooniverse» des projets d'astronomie pour le public, à http://www.milkywayproject.org/.

La surface plane de notre galaxie est située vers le bas de l'image, et l'anneau est légèrement au-dessus du plan. La brume verte visible au bas de l'image est la lueur diffuse de la poussière du plan galactique.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-183

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Ressemblant à des nuages de pluie qui se profilent un jour de tempête, les lignes obscures de poussières sillonnent la galaxie elliptique géante Centaurus A. La vision panchromatique de Hubble, s'étendant de l'ultraviolet jusqu'au proche infrarouge, révèle l'éclat vibrant de jeunes amas d'étoiles bleues et un aperçu des régions normalement obscurcies par la poussière.

Credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

Acknowledgment: R. O'Connell (University of Virginia) and the WFC3 Scientific Oversight Committee

La forme déformée du disque de gaz et de poussières de Centaurus A est la preuve d'une collision passée et de fusion avec une autre galaxie. Les ondes de choc résultant entraînent la compression des nuages de gaz d'hydrogène, déclenchant une tempête de formation de nouvelles étoiles. Celles-ci sont visibles dans les taches rouges dans ce gros plan de Hubble.

A une distance de plus de 11 millions d'années-lumière, Centaurus A contient le plus proche noyau galactique actif de la Terre. Le centre est le siège d'un trou noir supermassif qui expulse des jets de gaz à haute vitesse dans l'espace, mais ni le trou noir supermassif ni les jets ne sont visibles sur cette image.

Cette image a été prise en Juillet 2010 avec l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3) de Hubble.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/18/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le satellite CoRoT a identifié par transit 10 nouvelles exoplanètes, qui ont été confirmées par des observations de suivi depuis le sol. Sept sont des Jupiters chauds, avec des propriétés parfois peu communes, et trois sont de plus petites masses: une est légèrement plus petite que Saturne, et deux sont des "Neptunes" orbitant la même étoile. Ces découvertes ont été annoncées au deuxième Symposium CoRoT, tenu cette semaine à Marseille.

Les astronomes dans le monde entier ont détecté plus de 550 planètes extrasolaires. Elles sont plus diverses que ce qu'on avait jamais imaginé. Tandis que certaines ont besoin de plusieurs années pour faire le tour de leur étoile, d'autres le font en moins d'un jour. Elles sont de toutes les tailles, depuis des géantess gazeuses deux fois plus grandes que Jupiter à de petites planètes comparables à la Terre.

Le CoRoT, satellite européen piloté par l'agence spatiale française CNES était la première mission spatiale conçue pour trouver des planètes extrasolaires. Accomplissant maintenant sa cinquième année en orbite, il a détecté des centaines de candidats planètes, beaucoup étant le sujet d'études continues pour apréhender leur nature vraie, 15 planètes ayant déjà été confirmées. CoRoT emploie la méthode des transits, en surveillant des dizaines de milliers d'étoiles simultanément et en détectant les occultations très faibles et périodiques de l'éclat provoquées par une planète passant devant son étoile. Les transits permettent aux astronomes de mesurer le rayon des planètes et sont complétées par des observations au sol pour déterminer leur masse.

Les 10 nouvelles planètes confirmées -- voir les détails ci-dessous -- vont de CoRoT-16b à 24b et c. Sept sont des Jupiters chauds, certains étant exceptionnellement dense et/ou sur des orbites exceptionnellement elliptiques, et une est en orbite autour d'une étoile exceptionnellement jeune. Il y a beaucoup à apprendre de ces systèmes au sujet de la manière dont les planètes géantes se forment et évoluent. L'annonce inclut également une planète légèrement plus petite que Saturne, et deux "Neptunes" autour de la même étoile. Seulement une poignée de ce genre de planètes a été caractérisée en détail, ce qui les rend particulièrement intéressantes.

La corbeille des nouvelles planètes :

- CoRoT-16b: Une planète géante, gonflée, de courte période, de la taille de Jupiter et la moitié de sa masse. Elle orbite en 5,3 jours autour d'une étoile avec un âge de 6 milliards d'annnées. L'orbite de cette planète est excentrique, ce qui est très rare pour un système planétaire serré aussi ancien

- CoRoT-17b: Une planète géante massive autour d'une étoile ayant un âge de 10 milliards d'années, soit deux fois plus que notre Soleil. Elle orbite en 3.7 jours, a 2,4 fois la masse de Jupiter et une densité double de celle de Jupiter. Observer un aussi vieux système planétaire est important pour comprendre l'évolution à long terme des planètes géantes.

- CoRoT-18b: L'orbite de ce Jupiter chaud a une période de 1.9 jour et est alignée avec l'équateur de son étoile. Cette planète a une taille le 1,4 fois de Jupiter mais 3,5 fois sa masse, étant ainsi plus dense que Jupiter.

- CoRoT-19b: Une planète avec la même masse que Jupiter mais 1.5 fois sa taille. Elle a une densité bien moindre que celle de Saturne, la planète la moins dense dans notre système solaire.

- CoRoT-20b: Un Jupiter chaud sur une orbite excentrique avec une période de 9,2 jours. CoRoT-20b est spéciale parce qu'elle a une orbite très excentrique qui peut être liée à sa très grande densité, deux fois cela de Mars, quoique ce soit une planète géante gazeuse.

- CoRoT-21b: Une planète géante gazeuse avec une taille 1,3 fois celle de Jupiter et 2,5 fois sa masse. C'est l'une des étoiles de CoRoT les plus faibles pour lesquelles la masse de planète a été déterminée. Ces mesures de masse ont exigé des observations avec le télescope de Keck 10m à Hawaï.

- CoRoT-22b: Cette planète a une taille de 0,62 rayon de Saturne. La masse de cette exoplanète doit encore être déterminée avec précision, mais elle est certainement moins que la moitié de celle de Saturne.

- CoRoT-23b: Un Jupiter chaud sur une orbite de 3,6 jours avec une autre orbite excentrique inattendue.

- CoRoT-24b and 24c: Un système avec deux planètes en transit de la taille de Neptune sur des orbites de 5,1 et 11,8 jours. Les planètes ont des rayons de 4,2 et 2,7 rayons terrestres respectivement.

La mission spatiale de CoRoT :

CoRoT est un télescope spatial de 27cm qui recherche des exoplanètes avec la méthode dite des transits. Elle mesure la diminution très faible de l'éclat quand un objet passe devant une étoile. La mission spatiale de CoRoT est pilotée par l'agence spatiale française CNES avec des contribution à partir de l'Agence Spatiale Européenne (ESA), de l'Autriche, de la Belgique, de l'Allemagne (DLR), de l'Espagne et du Brésil.
Depuis son lancement en décembre 2006, CoRoT a déjà trouvé 24 planètes extrasolaires confirmées. Le nombre de planètes extrasolaires possibles est encore plus grand : CoRoT a identifié 401 candidats possibles de planètes qui sont en cours d'analyse. Afin de déterminer si ces candidats sont réellement les planètes extrasolaires, l'équipe de CoRoT utilise des télescopes au sol dans le monde entier pour des observations de suivi.

Le segment au sol de soutien :

Les données de CoRoT peuvent seulement déterminer le rayon de la planète. La mesure de la masse planétaire exige des observations au sol utilisant la méthode de l'effet Doppler. Des mesures additionnelles de la Terre sont également exigées pour exclure d'autres phénomènes qui peuvent imiter une planète. Un certain nombre de télescopes au sol complètent les observations de CoRoT et contribuent à la caractérisation des planètes : le téléscope Canada-France-Hawaï (INSU-CNRS, CNRC, U. Hawaï), IAC80 et ESA-OGS de l'observatoire Teide (Espagne), le télescope de 1,2 m à Observatoire Haute Provence (France), le téléscope suisse Euler de 1.2m au Chili, les téléscope de 0,46 et de 1m de l'bservatoire Wise (Israël), les télescopes de Thuringe (Allemagne), les télescopes BEST et BEST II de du cnetre DLR à Berlin, le télescope de 2.1m Otto Struve à l'observatoire de McDonald (Texas, Etats-Unis), le spectrographe FIES sur le télescope Nordic Optical Telescope de 2,56m à la La Palma (Espagne), le spectrographe HARPS sur le télescope de 3.6 m (ESO/Chile), le VLT de l'ESO à l'observatoire de Paranal au Chili avec UVES, CRIRES et NACO, le spectrographe HIRES (utilisant lu temps financé par la NASA) sur le télescope de 10m KECK à Hawaï (Etats-Unis) et le spectrographe SOPHIE, sur le télescope de 1,93m à l'observatoire de Haute Provence en France.

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun11/corot.fr.shtml

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=48805

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2000 G1 = 2011 L5 (LINEAR)

La comète P/2000 G1 (LINEAR), découverte par le télescope de surveillance LINEAR le 07 Avril 2000 qui avait été observée pour la dernière fois en Juillet 2000 et non revue pour le retour suivant de Juillet 2005, a été retrouvée par Jim V. Scotti (LPL/Spacewatch II) les 09 et 10 Juin 2011.

La comète P/2000 G1 a été déplacée dans son orbite actuelle en Février 1987 lors d'une rencontre à une distance de 0,26 UA de Jupiter, avec pour conséquence une modification importante des éléments orbitaux. Elle est passée à seulement 0,10 UA de la Terre fin Février-début Mars 2000, et aurait pu atteindre une magnitude proche de 14, mais à une déclinaison sud élevée. La comète est intrinsèquement très faible.

Les éléments orbitaux de la comète P/2000 G1 = 2011 L5 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 13 Novembre 2010 à une distance d'environ 1 UA du Soleil, et une période d'environ 5,3 ans.

D'après l'estimation actuelle de magnitude, elle pourrait atteindre une magnitude proche de 9 lors son prochain passage rapproché à 0,0321 UA, soit 4,8 millions de kilomètres, de notre planète fin Mars-début Avril 2016.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11L41.html (MPEC 2011-L41)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2000 G1 = 2011 L5 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 252P/LINEAR en tant que 252ème comète périodique numérotée.

http://ubasti.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=0252P

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=252P;orb=0;cov=0;log=0#elem

C/2011 L6 (Boattini)

Une nouvelle comète a été découverte par Andrea Boattini le 08 Juin 2011 dans le cadre du Mt. Lemmon Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II). Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 L6 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 20 Janvier 2011 à une distance d'environ 6,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11L42.html (MPEC 2011-L42)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 22 Janvier 2011 à une distance d'environ 6,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11N34.htm (MPEC 2011-N34)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11L060

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20L6;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un nouveau scénario décrivant une étape-clé dans la formation du système solaire vient d'être proposé par une collaboration franco-américaine impliquant des chercheurs du CNRS, des universités de Nice et de Bordeaux 1 [1]. Selon ce modèle, Jupiter aurait migré vers le Soleil jusqu'à la position de Mars aujourd'hui avant de rejoindre sa position actuelle, bien plus lointaine. Les chercheurs expliquent ainsi la formation de la ceinture d'astéroïdes ainsi que les différences de taille entre les planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et Mars). Les scientifiques s'attèlent désormais à intégrer dans ce scénario Uranus et Neptune qui sont les planètes les lointaines du système solaire. Leurs travaux viennent d'être publiés en ligne sur le site de Nature.

Crédit : NASA

Pourquoi Mars, planète voisine de la Terre, est-elle dix fois moins massive que celle-ci ? La question est demeurée longtemps sans réponse tellement il était difficile de reproduire la masse de Mars dans les simulations. Grâce aux récents progrès dans ce domaine, un chercheur américain du nom de Brad Hansen a proposé en 2009 un modèle reproduisant les conditions initiales de formation des planètes telluriques. Celles-ci seraient nées d'un disque de matière large de 0,3 unité astronomique (1 UA représente la distance Terre-Soleil) qui s'étendrait de 0,7 à 1 UA. Le centre de ce disque, là où se concentre la matière, contiendrait les briques de construction pour Vénus et la Terre, les planètes telluriques les plus grandes du système solaire. Les bords interne et externe auraient respectivement généré Mercure et Mars. Mais ce modèle ne prend pas en compte l'existence, au sein du système solaire, de matière planétaire au-delà de Mars, où se trouvent la ceinture d'astéroïdes (située entre 2 et 4 UA) et les quatre planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune ; entre 5 et 30 UA).

L'étude des exoplanètes a révélé que certaines planètes géantes peuvent migrer à proximité de leur étoile. Se basant sur cette observation, Alessandro Morbidelli et ses collègues ont émis l'hypothèse que les planètes géantes de notre système solaire (Jupiter et Saturne) avaient bougé au sein du système solaire, avant la formation des planètes telluriques. Les chercheurs se sont appuyés sur les travaux de Hansen pour construire le scénario suivant : avant la formation de Saturne, Jupiter aurait migré vers le Soleil jusqu'à la position actuelle de Mars (à 1,5 UA du Soleil). Il aurait alors poussé ou éjecté toute la matière située sur son chemin, donnant naissance au disque de matière « tronqué » large de 0,3 UA, avec un bord externe à 1 UA (conformément aux travaux de Hansen). Puis, Saturne, une fois formée, se serait à son tour déplacée vers le Soleil. Sous son « influence », Jupiter aurait  « viré de bord » pour migrer jusqu'à rejoindre sa position actuelle (aux alentours de 5 UA du Soleil), au-delà de la ceinture d'astéroïdes.

Grâce à de nombreuses simulations numériques, les scientifiques ont démontré que les migrations de Jupiter et Saturne étaient compatibles avec la formation de la ceinture d'astéroïdes, entre Mars et Jupiter. De plus, ils sont parvenus à expliquer la cohabitation de deux types d'astéroïdes dans cette ceinture : certains sont des objets très secs, d'autres riches en eau. Selon le scénario de « grande virée de bord », Jupiter aurait intercepté deux populations de petits corps lors de ses migrations. Ceux aujourd'hui situés dans la partie interne de la ceinture d'astéroïdes proviendraient de la zone entre 1 et 3 UA du Soleil, tandis que ceux localisés dans sa partie externe seraient issus d'une région distincte située au-delà de 5 UA.

« Ce modèle implique que les planètes géantes de notre système solaire se sont déplacées de façon significative tout comme les planètes observées autour d'autres soleils », explique Sean Raymond. Autre  aspect important : ce nouveau modèle permet d'expliquer les tous premiers millions d'années de notre système solaire, une histoire qui comportait un grand nombre d'énigmes sans réponse jusqu'à présent. Les scientifiques tentent désormais d'inclure dans ce scénario la formation d'Uranus et de Neptune.

Notes :

[1] En France, les laboratoires impliqués sont : Laboratoire « Cassiopée Astrophysique, Sciences Mécaniques et Analyse des Données » (CNRS/Université de Nice) à l'Observatoire de la Côte d'Azur ainsi que le Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux (CNRS/Université Bordeaux1).

Référence :

"A low mass for Mars from Jupiter early gas-driven migration". K.J. Walsh, A. Morbidelli, S.N. Raymond, D.P. O'Brien, A.M. Mandell. Nature, Publié en ligne le 5 juin 2011 (papier courant juillet 2011).

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/le-systeme-solaire/quand-jupiter-etait-a-la-place-de-mars

http://www.u-bordeaux1.fr/pages-speciales/actualites/vue-detailee-actualite/article/quand-jupiter-etait-a-la-place-de-mars.html

http://www.swri.org/9what/releases/2011/GrandTackScenario.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes utilisant le télescope spatial Hubble assistent à la transition sans précédent d'une supernova en un reste de supernova, où la lumière d'une étoile qui a explosé dans une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan, a atteint le Terre en Février 1987. Nommée Supernova 1987A, c'était la plus proche explosion de supernova connue en presque 400 ans. La grande proximité de la supernova à la Terre a permis aux astronomes de l'étudier en détail au fur et à mesure qu'elle a évolué. Maintenant, les débris de la supernova, qui ont disparu au fil des ans, s'illuminent. Ceci signifie qu'une source d'énergie différente a commencé à illuminé les débris. Les débris de SN 1987A ont commencé à frapper  l'anneau environnant, créant de puissantes ondes de choc qui génèrent les rayons X observés par l'Observatoire de rayons X Chandra. Ces rayons X illuminent les débris de la supernova et le choc réchauffant fait qu'ils brillent dans la lumière visible. Les résultats sont rapportés dans le numéro d'aujourd'hui du journal Nature par une équipe comprenant Robert Kirshner du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), qui a mené une étude à long terme de SN 1987A avec Hubble. Depuis son lancement en 1990, le télescope spatial Hubble a fourni un enregistrement continu des changements dans SN 1987A.

Crédit : NASA, ESA, and P. Challis (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/21/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte le 06 Juin 2011 par l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii). Des observations antérieures à la découverte obtenues dans le cadre du Mt. Lemmon Survey et datant du 24 Mai 2011, ont également été identifiées. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), G. Sostero et E. Guido (Tzec Maun Observatory, Mayhill), L. Wells (Mauna Kea), T. Lister (Haleakala-Faulkes Telescope North), et H. Sato (RAS Observatory, Mayhill) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

D'après les estimations actuelles, la comète pourrait atteindre une magnitude proche de 1,6 lors de son passage au périhélie, mais sera malheureusement mal placée vers la période du maximum d'éclat. Pour les observateurs de l'hémisphère nord, la comète sera mieux placée après son passage au périhélie.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 L4 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 17 Avril 2013 à une distance d'environ 0,36 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11L33.html (MPEC 2011-L33)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 10 Mars 2013 à une distance d'environ 0,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13TB5.html (MPEC 2013-T115)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11L040

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20L4;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

VST et la caméra OmegaCAM de 268 mégapixels ont commencé leur travail.

Le télescope du VLT dédié aux grands sondages (VST pour VLT Survey Telescope), le dernier équipement installé à l'Observatoire de Paranal de l'ESO, a diffusé ses premières images impressionnantes du ciel austral. Le VST est un télescope de 2,6 mètres à la pointe de la technologie, équipé de l'énorme caméra OmegaCAM de 268-megapixels, conçu pour cartographier le ciel à la fois rapidement et avec des images de très grande précision. C'est un télescope optique qui complète parfaitement VISTA, le télescope pour les grands sondages en infrarouge de l'ESO. Les nouvelles images de la nébuleuse Oméga et de l'amas globulaire Omega du Centaure révèlent la puissance de VST.

Image VST de la région de formation d'étoiles Messier 17

Crédit : ESO/INAF-VST/OmegaCAM. Acknowledgement: OmegaCen/Astro-WISE/Kapteyn Institute

Un nouveau Télescope et une nouvelle caméra

Le télescope du VLT dédié aux grands sondages (VST) est le dernier télescope installé à l'Observatoire de Paranal de l'ESO, dans le désert d'Atacama au nord du Chili. Il est situé dans une enceinte immédiatement adjacente aux quatre télescopes du VLT, au sommet du Cerro Paranal, sous le ciel pur d'un des meilleurs sites d'observation sur Terre. Le VST est un télescope de sondages à grand champ, champ deux fois plus large que la pleine Lune. C'est le plus grand télescope au monde dédié exclusivement à des sondages du ciel en lumière visible. Au cours des prochaines années, le VST et sa caméra OmegaCAM vont réaliser plusieurs sondages très détaillés du ciel austral. Toutes les données recueillies seront rendues publiques.

«Je suis très heureux de voir ces premières images impressionnantes du VST et d'OmegaCAM. L'exceptionnelle combinaison du VST et du télescope VISTA pour les sondages dans l'infrarouge va nous permettre d'identifier de nombreux objets intéressants pour des programmes d'observation complémentaires plus détaillés à mener avec les puissants télescopes du VLT, » déclare Tim de Zeeuw, le Directeur Général de l'ESO.

«Le projet VST a surmonté de nombreuses difficultés, mais avec l'excellente qualité de ses images, il récompense maintenant en retour les attentes de la communauté des astronomes et les efforts des nombreuses personnes de l'INAF impliquées dans sa construction. Je suis très heureux de voir VST en service » ajoute Tommaso Maccacaro, le Président de l'Institut National Italien d'Astrophysique (INAF - Italian National Institute for Astrophysics ).

Le programme VST résulte d'une alliance entre l'INAF–Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Naples, Italie [1] et l'ESO. L'INAF a conçu et fabriqué le télescope avec la collaboration d'industriels de pointe italiens et l'ESO est responsable de l'enceinte et des travaux de génie civil sur le site. OmegaCAM, la caméra du VST, a été conçue et fabriquée par un consortium comprenant des instituts des Pays-Bas, d'Allemagne et d'Italie [2] avec une contribution majeure de l'ESO. Ce nouvel équipement sera géré par l'ESO, qui sera également en charge de l'archivage et de la distribution des données obtenues avec le télescope.

Le VST est un télescope de 2,6 mètres de diamètre à la pointe de la technologie, doté d'un système d'optique active permettant de garder ses miroirs parfaitement positionnés à tout moment. C'est en son coeur, derrière une grande lentille qui garantit la meilleure qualité d'image possible [3], que se trouve la caméra de 770 kg OmegaCAM, construite autour de 32 détecteurs CCD [4], enfermés sous vide, créant au total des images de 268-megapixels [5].

Les premières images

Le télescope et la caméra ont tous les deux été conçus pour exploiter pleinement la grande qualité du ciel à Paranal.

«Les superbes images qui arrivent maintenant du VST et d'OmegaCAM constituent un hommage au dur travail de nombreux groupes de personnes de toute l'Europe pendant plusieurs années. Nous attendons maintenant avec impatience la riche moisson de science et les découvertes inattendues qui seront réalisées grâce aux sondages du VST, » ajoute Massimo Capaccioli, responsable du projet VST.

La première image diffusée montre la spectaculaire région de formation d'étoiles Messier 17, également connue sous les noms de Nébuleuse Oméga ou Nébuleuse du Cygne, comme jamais elle n'avait encore été observée. Cette splendide région de gaz, de poussière et de jeunes étoiles se situe au coeur de la Voie Lactée dans la constellation du Sagittaire. Le champ du VST est tellement large que toute la nébuleuse, incluant ses parties extérieures les moins brillantes, a été prise avec une netteté parfaite, conservée sur l'ensemble de l'image.

La seconde image diffusée est probablement le meilleur portrait jamais réalisé de l'amas globulaire stellaire Omega du Centaure. C'est le plus grand amas globulaire du ciel, mais le très large champ du VST et d'OmegaCAM peut même englober les plus faibles régions de cet objet spectaculaire. Cette image, qui comprend environ 300 000 étoiles, démontre l'excellente résolution du VST.

Les sondages

Le VST va effectuer trois sondages publics au cours des cinq prochaines années [6]. Le sondage KIDS va photographier plusieurs régions du ciel loin de la Voie Lactée. Il fera progresser l'étude de la matière noire, de l'énergie noire et de l'évolution des galaxies. Il mettra également à jour de nombreux nouveaux amas de galaxies et des quasars à grand redshift. Le sondage VST ATLAS couvrira une grande zone du ciel. Il sera dédié à la compréhension de l'énergie noire et viendra en appui à des études plus détaillées utilisant le VLT et d'autres télescopes. Le troisième sondage, VPHAS+, photographiera le plan central de la Voie Lactée afin de cartographier la structure du disque Galactique et l'histoire de sa formation d'étoiles. VPHAS+ produira un catalogue d'environ 500 millions d'objets et découvrira de nombreux nouveaux spécimens d'étoiles peu communes à tous les stades de leur évolution.

Le volume de données produit par OmegaCAM sera important. Environ 30 terabytes de données brutes seront produits par an et seront envoyés dans les centres de données en Europe pour y être traités [7]. Un logiciel nouveau et sophistiqué a été développé à Groningen et à Naples pour traiter l'important flux de données. Le produit final issu du traitement des données comprendra d'énormes listes avec les objets trouvés, mais aussi des images. Tout ceci sera rendu accessible aux astronomes à travers le monde pour des analyses scientifiques.

«La combinaison du grand champ, de l'excellente qualité d'image et du très efficace système de commande du VST produira une quantité énorme d'informations qui permettront de faire avancer de nombreux domaines de l'astrophysique, » conclut Konrad Kuijken, responsable du consortium d'OmegaCAM.

Notes

[1] Le VST a été conçu à l'Observatoire Astronomique de l'INAF de Capodimonte à Naples. Tous les composants, à l'exception des principaux éléments d'optique qui ont été fournis par la firme russe LZOS, ont été construits par des industries italiennes. L'INAF a piloté la construction et assuré l'assemblage à l'Observatoire de Paranal. Ce travail a été effectué avec la participation du chef de projet G. De Paris et du responsable AIV D. Fierro, tous deux membres du Département des Projets Nationaux de l'INAF (Monte Mario, Rome, Italie). P. Schipani de l'Observatoire de Capodimonte de l'INAF est le chef de projet pour l'étape actuelle de mise en route.  P. Schipani était l'ingénieur en chef du projet VST et dirige une équipe venant principalement des observatoires de Naples et de Padoue. Le système de programmes du pipeline du VST pour traiter les données à Naples a été développé par A. Grado.

[2] Le consortium OmegaCAM est constitué d'instituts des Pays-Bas (NOVA, en particulier le Kapteyn Institute / OmegaCEN Groningen et le Leiden Observatory), d'Allemagne (en particulier  les observatoires universitaires de Munich, Göttingen et Bonn) et d'Italie (INAF, en particulier les Observatoires de Padoue et de Naples). L'équipe “détecteur optique” de l'ESO à fourni le système de détecteur. OmegaCAM est piloté par K. Kuijken (Groningen et Leiden University), assisté de R. Bender (Munich USM/MPE) et  E. Cappellaro (INAF, Osservatorio Astronomico di Padova. Le management du projet est effectué par B. Muschielok et R. Häfner (University Observatory of the Ludwig-Maximilians University Munich). Le système de traitement des données, Astro-WISE, est développé par OmegaCEN-NOVA, piloté par E.A. Valentijn (Groningen).

[3] L'optique du télescope comprend également une correction pour la dispersion de la lumière par l'atmosphère terrestre.

[4] La caméra contient également des CCDs supplémentaires qui fonctionnent avec les systèmes du télescope afin d'aider au contrôle du guidage et des systèmes d'optique active.

[5] Pour mesurer les couleurs des objets dans le ciel, différents très grands filtres de verre peuvent être glissés automatiquement devant les détecteurs. Chaque filtre fait plus de 30 cm de côté et ils ont pour la plupart des revêtements spéciaux afin d'assurer un minimum de perte de lumière. Il y a aussi un très grand obturateur consistant en deux lames qui peuvent être utilisées pour bloquer la lumière pendant la phase de lecture des détecteurs.

[6] Plus de détails sur les sondages publics du VST

[7] Les sondages VST/OmegaCAM utiliseront une nouvelle liaison intercontinentale à grande vitesse dédiée à la transmission de données entre Paranal et l'Europe qui a été mise en place avec le soutien de l'Union Européenne (eso1043).

Plus d'informations

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

Liens

- Photos du VST

- Lien vers la page publique du VST de l'ESO

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1119/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Mars Express de l'ESA célèbre huit années dans l'espace avec une nouvelle vision de la glace dans la région polaire sud de Mars. Les pôles sont étroitement liées au climat de la planète et changent constamment avec les saisons. Leur étude est un objectif scientifique important de la mission.

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

Environ les deux tiers de l'image sont recouverts par une partie de la calotte polaire sud et autres dépôts épars de glace, près d'une caractéristique appelée Ulyxis Rupes. Le côté gauche de l'image est dominé par le bouclier de glace de la calotte polaire, qui est recouvert d'un matériau poussiéreux sombre qui cache les glaces lumineuses en dessous.

À cet endroit, à plus de 1000 km du pôle Sud lui-même, la glace est relativement mince : les données radar indiquent qu'elle n'est que d'environ 500 m d'épaisseur, tandis que près du pôle sud, elle peut atteindre plus de 3,7 km.

Cependant, sur les falaises exposées au nord les couches de glace et de poussières sont perceptibles. Celles-ci font partie des dépôts polaires en couches. Les falaises sont souvent incurvées, ce qui pourrait signifier qu'elles sont formées par les cratères sous-jacents.

L'altitude de cette région diminue de façon marquée du sud au nord, passant par étapes d'environ 1500 m au total de gauche à droite à travers l'image.

Juste au nord du bouclier de glace, environ à mi-chemin à travers l'image, il y a de grands dépôts de glace qui sont fortement couverts par le matériel sus-jacent soufflé dans des longues dunes par les vents dominants dans cette région. L'orientation des dunes suggère que le vent doit venir principalement du nord-ouest.

Avec l'augmentation de la distance du pôle sud, la glace se confine aux cratères d'impact plus large, comme celui en haut à droite de l'image. Ceux-ci fournissent le meilleur abri. La glace est légèrement décalée vers le nord parce que, avec la lumière du Soleil venant du nord, les murs sud du cratère ont tendance à chauffer plus, provoquant la fonte des glaces.

Ulyxis Rupes est une grande falaise et est la seule caractéristique nommée dans cette image («rupes» est le terme latin pour falaise). Avec une longueur de 390 km et une hauteur pouvant aller jusqu'à 1 km, elle est à peine visible en haut à droite de cette image où elle empiète sur la gauche immédiate du cratère là.

De curieuses structures parallèles dans la poussière martienne peuvent être vues dans le quart inférieur droit de l'image. Bien que leur origine soit incertaine, il est possible qu'elles soient le résultat de dépôts de glace sous-jacente, gelés en permanence, car ils sont protégés par le revêtement de poussières et de roches.

L'image a été prise en Janvier 2011, au cours du printemps austral sur Mars. À l'heure actuelle, c'est l'été là-bas, mais quand l'hiver austral commencera en Mars 2012, les températures chuteront à nouveau et plus de glace s'accumulera. Mars Express attendra.

http://www.esa.int/esaSC/SEMZBQJ4LOG_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Trois nouvelles comètes ont été découvertes par Robert H. McNaught avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m équipé en CCD de Siding Spring.

La comète C/2011 L1 (McNaught) a été découverte sur les images obtenues le 02 Juin 2011. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par R. Holmes, T. Linder, V. Hoette (Cerro Tololo), J. D. Armstrong, A. N. Martin, M. Micheli, M. E. Schindler, S. H. Spe (Siding Spring-Faulkes Telescope South), C. Colazo (Observatorio El Gato Gris, Tanti), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), S. Baroni, L. Buzzi, P. Concari, S. Foglia, G. Galli, M. Tombelli (Tzec Maun Observatory, Moorook), K. Hills (RAS Observatory, Moorook), A. Chapman (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), A. Hidas (Arcadia), A. C. Gilmore, P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 L1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 01 Janvier 2011 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11L26.html (MPEC 2011-L26)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 18 Décembre 2010 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil, avec une période d'environ 35,7 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11L51.html (MPEC 2011-L31)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11L010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20L1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

La comète C/2011 L2 (McNaught) a été découverte sur des images obtenues le 02 Juin 2011. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par R. Holmes, T. Linder, V. Hoette (Cerro Tololo) et par A. C. Gilmore, P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 L2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 31 Octobre 2011 à une distance d'environ 1,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11L27.html (MPEC 2011-L27)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 01 Novembre 2013 à une distance d'environ 1,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11N13.html (MPEC 2011-N13)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11L020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20L2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

La comète C/2011 L3 (McNaught) a été découverte sur des images obtenues le 03 Juin 2011. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par H. Sato (RAS Observatory, Mayhill), S. Baroni, L. Buzzi, P. Concari, S. Foglia, G. Galli, M. Tombelli (Tzec Maun Observatory, Moorook), P. Camilleri (Tzec Maun Observatory, Mayhill), E. Guido, G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), A. C. Gilmore, P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 L3 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 10 Août 2011 à une distance d'environ 1,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11L28.html (MPEC 2011-L28)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11L030

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20L3;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Avec la découverte de ces trois nouvelles comètes, Rob McNaught compte désormais 62 comètes à son actif (50 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).

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COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2011 JB15 (Spacewatch-Boattini)

Une nouvelle comète a été découverte par Andrea Boattini avec le télescope de 1.5-m du Mt. Lemmon équipé en CCD, sur des images obtenues le 28 Mai 2011. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, l'objet a été identifié avec un objet ayant l'apparence d'un astéroïde rapporté par l'équipe de Spacewatch les 08 et 12 Mai 2011 et ayant reçu la désignation de 2011 JB15. De nombreux observateurs ont également confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2011 JB15 (Spacewatch-Boattini) indiquent un passage au périhélie le 18 Janvier 2012 à une distance d'environ 5 UA du Soleil, et une période d'environ 19,9 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11K56.htm (MPEC 2011-K56)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 28 Janvier 2012 à une distance d'environ 5 UA du Soleil, avec une période d'environ 20 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11L51.html (MPEC 2011-L31)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK11J15B

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2011%20JB15;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2011 K1 (Schwartz-Holvorcem)

Une nouvelle comète a été découverte par Michael Schwartz et Paulo R. Holvorcem avec l'astrographe Tenagra III de 0.41-m équipé en CCD sur des images obtenues le 26 Mai 2011. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, de nombreux observateurs ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 K1 (Schwartz-Holvorcem) indiquent un passage au périhélie le 19 Avril 2011 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11L04.html (MPEC 2011-L04)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 21 Avril 2011 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11M11.html (MPEC 2011-M11)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11K010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20K1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes de l'ESO ont utilisé la caméra WFI (Wide Field Imager) sur le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres pour réaliser une image de NGC 6744. Cette impressionnante galaxie spirale se situe à environ 30 millions d'années-lumière de la Terre, dans la constellation australe du Paon. Mais cette nouvelle vue pourrait presque être une image de carte postale de notre propre Voie Lactée, prise et envoyée par un ami extragalactique, tant cette galaxie ressemble à la nôtre.

Crédit : ESO

Nous voyons NGC 6744 pratiquement de face, ce qui signifie que nous avons une vue d'ensemble spectaculaire de la structure de cette galaxie. Si nous disposions de la technologie nous permettant de sortir de la Voie Lactée et que nous pouvions ainsi la regarder depuis l'espace intergalactique, cette vue serait proche de celle que nous pourrions voir : – de magnifiques bras spiraux enveloppant un noyau allongé dense et un disque de poussière. Il y a même un compagnon galactique déformé – NGC 6744A, qui apparait sur cette image comme une tache en bas à droite de NGC 6744 et qui rappelle un des Nuages de Magellan, voisins de la Voie Lactée.

Toutefois, une différence de taille existe entre NGC 6744 et la Voie Lactée. Alors que la Voie Lactée s'étend sur environ 100 000 années-lumière, le diamètre de la galaxie que l'on voit sur ce visuel est pratiquement deux fois plus grand. Néanmoins, NGC 6744 nous permet d'appréhender le sentiment d'émerveillement que pourrait éprouver un observateur lointain en regardant notre Galaxie.

Cet objet spectaculaire est l'une des galaxies spirales les plus grandes et les plus proches de la Terre. Bien que brillant comme pratiquement 60 milliards de Soleils, sa lumière se répand sur une large zone du ciel – environ les deux tiers de la largeur de la pleine Lune - faisant apparaître cette galaxie comme une tache floue avec un centre brillant quand on l'observe avec un petit télescope. Malgré tout, c'est un des objets les plus beaux du ciel austral. Les astronomes amateurs peuvent l'identifier grâce à sa forme ovale se détachant  sur un riche arrière-plan d'étoiles.

Avec des télescopes professionnels tels que le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres à La Silla qui a permis de réaliser cette image, NGC 6744 peut être vue dans toute sa splendeur. Les bras spiraux poussiéreux hébergent de nombreuses régions riches en formation d'étoiles (en rouge sur cette image) et donnent à cette galaxie ressemblant à la Voie Lactée cette étonnante forme spirale.

Cette image a été prise avec la caméra WFI (Wide Field Imager) installée sur le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili. L'image a été réalisée à partir de clichés pris avec quatre filtres différents qui laissent passer les lumières bleue, jaune-verte, rouge ainsi que le rayonnement provenant de l'hydrogène ionisé. Ils sont respectivement colorés sur cette image en bleu, vert, orange et rouge.

Plus d'informations

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

Liens

- Photos de l'Observatoire de La Silla

- Le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1118/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les roues de la navette spatiale Endeavour se sont immobilisées sur la piste du Centre spatial Kennedy en Floride, ce matin à 8h35, heure d'Europe continentale (6h35 TU) à l'issue d'une mission de 17 jours qui a permis d'ajouter une expérience d'avant-garde à la Station spatiale internationale.

Crédit : NASA

Endeavour et son équipage de six astronautes, parmi lesquels Roberto Vittori de l'ESA, ont commencé à se préparer à leur retour sur Terre dès dimanche matin, lorsqu'ils ont quitté l'ISS pour retourner à bord d'Endeavour. La phase de désorbitation a débuté à 3h26 CEST (1h26 TU) et culminé avec la mise à feu des moteurs orbitaux, quatre heures plus tard, pour ralentir la navette et la placer sur une longue trajectoire de descente vers la côte Est des Etats-Unis.

Au total, la mission STS-134 aura duré 15 jours, 19 heures et 14 minutes, au cours desquelles Endeavour aura passé 11 jours et 17 heures amarrée à la Station spatiale internationale.

Quatre sorties dans l'espace ont porté la durée des activités extravéhiculaires nécessaires pour assembler et assurer la maintenance de la Station spatiale au-delà de la barrière symbolique des 1.000 heures.

Cette mission a également permis pour la première fois de réunir deux astronautes italiens à bord de l'ISS et représentait la dernière fois qu'un Européen volait à bord de la navette.

Evolution de la Station spatiale

L'objectif principal de la mission consistait à installer le Spectromètre magnétique Alpha AMS-02 sur la Station. Ce détecteur de rayons cosmiques va tenter de débusquer l'antimatière et la mystérieuse « matière noire ».

Bien qu'AMS-02 ne constitue pas un élément vital de la Station, il s'agit de la dernière charge utile importante à être délivrée par la navette à bord du complexe orbital.

Après ce dernier vol d'Endeavour, il ne reste plus qu'une seule mission prévue pour l'avion spatial. Atlantis sera lancée en juillet avec un équipage de quatre astronautes pour la mission STS-135 pour ravitailler la Station en pièces de rechange et fournitures afin de renforcer ses capacités pour les prochaines années et garantir des réserves logistiques à bord qui permettront d'assurer la continuité des opérations jusqu'à l'entrée en service des systèmes de ravitaillement commerciaux en 2012. Ceux-ci s'ajouteront aux vaisseaux cargos automatiques ATV de l'ESA et HTV du Japon.

La construction de la Station a débuté en novembre 1998 avec le lancement du module russe Zarya. L'assemblage a connu des retards importants en raison de la perte tragique de la navette Columbia, qui a également entraîné la décision de retirer la flotte entière des navettes après l'achèvement de la Station.

Un nouveau module pressurisé doit encore être arrimé à la Station en 2012. Il s'agit du module laboratoire polyvalent russe Nauka, qui sera de même taille que les modules Zarya et Zvezda. Il sera positionné sur la baie d'amarrage inférieure du module Zvezda.

Un peu plus d'Europe à bord

Le bras robotique européen ERA (European Robotic Arm), monté sur Nauka, fera donc le voyage vers l'orbite sur le même lanceur Proton rocket, ajoutant une nouvelle contribution européenne au complexe spatial et améliorant significativement les opérations robotiques sur le segment russe de la Station.

L'ATV Johannes Kepler, actuellement amarré à Zvezda, sera séparé à la fin juin avant de rentrer dans l'atmosphère à l'issue d'une mission étendue.

L'ATV Edoardo Amaldi sera lancé en mars 2012 et accueilli sur l'ISS par l'astronaute André Kuipers, de l'ESA. Celui-ci rejoindra l'ISS en novembre prochain à bord de Soyuz TMA-03M pour une mission de six mois dans le cadre de l'Expédition 30.

La mission suivante pour les Européens sera celle de Luca Parmitano, le premier membre du groupe d'astronautes de l'ESA sélectionné en 2010 à se voir assigné à une mission. Il s'entraîne actuellement pour son lancement sur Soyouz en décembre 2013.

Source : ESA http://www.esa.int/esaCP/SEMNHO58BOG_France_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie