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Messier 87 a avalé une galaxie entière au cours des derniers milliards d'années

De nouvelles observations effectuées au moyen du Très Grand Télescope de l'ESO ont révélé que la galaxie elliptique géante Messier 87 a complètement absorbé une galaxie de taille moyenne au cours des derniers milliards d'années. Pour la première fois, une équipe d'astronomes a pu suivre les mouvements de 300 nébuleuses planétaires brillantes qui témoignent de la survenue de cet événement. Elle a par ailleurs découvert les traces d'un excès de lumière en provenance des restes épars de la victime.

Les astronomes se doutent que les galaxies croissent en avalant leurs homologues de plus petites tailles. Toutefois, les preuves de ces “festins” sont bien souvent difficiles à recueillir – tout comme l'eau contenue dans un verre et jetée au sein d'un étang se mêle rapidement à l'eau du bassin, les étoiles constituant la galaxie festin s'amalgament à leurs semblables au sein de la galaxie canibale, ne laissant aucune trace.

Toutefois, une équipe d'astronomes conduite par Alessia Longobardi, doctorante à l'Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne, est parvenue, au moyen d'une astuce observationnelle, à démontrer, sans la moindre ambigüité, que la proche galaxie elliptique géante Messier 87 avait fusionné avec une galaxie spirale de plus petite taille au cours des derniers milliards d'années.

“Ce résultat montre clairement que les vastes structures lumineuses de l'Univers continuent de croître de manière substantielle – les galaxies n'ont pas achevé leur croissance !” confie Alessia Longobardi. “Une portion étendue du halo externe de Messier 87 nous apparaît deux fois plus brillante qu'elle ne le serait si la collision ne s'était pas produite.”

Messier 87 se situe à quelques 50 millions d'années-lumière, au centre de l'amas de galaxies de la Vierge. Elle ressemble à une énorme sphère étoilée dont la masse totale équivaut à plus d'un million de millions de masses solaires.

Plutôt que d'observer l'ensemble des étoiles de Messier 87 – au nombre de plusieurs milliards et bien trop peu lumineuses pour pouvoir être étudiées individuellement – l'équipe s'est focalisée sur les nébuleuses planétaires, ces enveloppes lumineuses qui entourent les étoiles âgées [1]. Parce que ces objets brillent intensément avec une couleur vert turquoise, ils se distinguent nettement des étoiles environnantes. L'analyse, au moyen d'un spectrographe, de la lumière en provenance des nébuleuses, peut par ailleurs révéler leurs mouvements [2].

L'eau contenue dans un verre devient imperceptible après avoir été versée au sein d'un étang – elle peut toutefois avoir généré des ondulations, voire d'autres perturbations susceptibles d'apparaître si des particules de limon ou de vase baignent dans l'eau. De la même façon, les mouvements des nébuleuses planétaires, mesurés au moyen du spectrographe FLAMES qui équipe le Très Grand Télescope de l'ESO, fournit des indices relatifs à la fusion passée.

“Nous assistons actuellement à un phénomène d'accrétion, récent et unique à la fois, qui consiste en la chute d'une galaxie de taille moyenne vers le centre de Messier 87. Les forces de marée gravitationnelle sont si importantes que les étoiles se trouvent à présent disséminées sur une zone 100 fois plus étendue que la galaxie originelle !” ajoute Ortwin Gerhard, responsable du groupe Dynamique à l'Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne, et co-auteur de la nouvelle étude.

L'équipe a par ailleurs soigneusement examiné la distribution de lumière au sein des régions périphériques de Messier 87. Il est ainsi apparu qu'un surcroît de lumière provenait des étoiles de la galaxie festin, étirée de toutes parts. Ces observations ont également montré que la galaxie festin avait enrichi Messier 87 en étoiles plus jeunes, plus bleues, ce qui  indique qu'elle consistait vraisemblablement, avant la fusion, en une galaxie spirale à formation d'étoiles.

“Etre capable d'identifier, au sein du halo de cette galaxie, des étoiles qui ont été dispersées sur des centaines de milliers d'années lumière, est particulièrement excitant. Et, le fait d'être capable d'affirmer, sur la base de leurs vitesses respectives, qu'elles appartiennent à une seule et même structure l'est tout autant. Les nébuleuses planétaires de couleur verte sont aussi difficiles à détecter que des aiguilles dans une botte de foin. Mais ces trésors d'une grand rareté renferment les clés de la compréhension de ce qui est arrivé aux étoiles” conclut Magda Arnaboldi (ESO, Garching, Allemagne), autre co-auteur de l'étude.

Note(s) :

[1] Les nébuleuses planétaires constituent les phases évolutives finales des étoiles de même type que le Soleil. Une grand part du rayonnement qu'elles émettent se trouve par ailleurs cantonné à quelques raies spectrales. Pour cette raison, ce sont les seules étoiles individuelles dont les mouvements peuvent être mesurés à des distances voisines de celle de Messier 87, soit 50 millions d'années lumière environ. Elles se comportent à l'image de phares de couleur verte, traduisant ainsi leurs positions et la vitesse de leurs mouvements respectifs.

[2] Parce que ces nébuleuses planétaires sont peu lumineuses, leur étude requiert la toute puissance du Très Grand Télescope : la lumière émise par une nébuleuse planétaire typique située dans le halo de la galaxie Messier 87 équivaut à deux ampoules de 60 watts qui seraient disposées à la surface de Vénus et observées depuis la Terre.

Les mouvements des nébuleuses planétaires le long de la ligne de visée, en direction de la Terre ou dans le sens opposé, se traduisent par un effet Doppler et des décalages de raies spectrales. Ces décalages peuvent être mesurés avec précision au moyen d'un spectrographe sensible, et la vitesse des nébuleuses déduite.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “The build-up of the cD halo of M87 — evidence for accretion in the last Gyr”, par A. Longobardi et al., à paraître au sein de l'édition du 25 juin 2015 de la revue Astronomy & Astrophysics Letters.

Ce travail fait par ailleurs l'objet d'une présentation lors du congrès annuel de la Société Astronomique Européenne, EWASS 2015, qui se tient parallèlement à La Laguna, Tenerife.

L'équipe est composée de A. Longobardi (Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne), M. Arnaboldi (ESO, Garching, Allemagne), O. Gerhard (Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne) et J.C. Mihos (Université Case Western, Cleveland, Ohio, Etats-Unis).

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

Liens :

- L'article scientifique

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1525/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En utilisant le Spectrographe Imageur (STIS) à bord du télescope Hubble (HST), une équipe internationale impliquant notamment des chercheurs de l'Institut d'astrophysique de Paris (IAP ; CNRS/UPMC) et de l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (IPAG ; CNRS/Université Joseph Fourier) a découvert un gigantesque nuage de gaz s'échappant d'une exoplanète de type Neptune-chaud. Ces recherches permettent de mieux comprendre l'évolution des planètes de faible masse qui orbitent très près de leur étoile et ouvrent des perspectives dans la détection de nouvelles exoplanètes. Ces travaux sont publiés dans la revue Nature du 25 juin 2015.

Aujourd'hui, pour la première fois, l'équipe de chercheurs a observé de l'hydrogène gazeux s'échappant d'une exoplanète (GJ 436b) de masse équivalente à celle de Neptune. En outre, ils ont découvert que le gaz est réparti dans un gigantesque nuage formant une queue cométaire autour de la planète. Les auteurs ont utilisé le télescope Hubble pour observer la planète dans le domaine ultraviolets lorsque celle-ci transite devant son étoile.

Vue d'artiste du nuage d'hydrogène géant entourant l'exoplanète de type Neptune-chaud GJ 436b.

Illustration Credit : NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)

Lorsque la lumière émise par l'étoile traverse l'atmosphère de la planète, certaines longueurs d'onde bien particulières sont absorbées ce qui donne une signature qui caractérise l'atmosphère en question. Or lorsque l'on s'intéresse à la gamme de longueurs d'onde des ultraviolets, comme le fait cette étude, il s'avère que cela permet de détecter des signatures atmosphériques plus importantes que dans les longueurs d'onde optiques. C'est notamment le cas pour la détection de l'hydrogène, le composant le plus fréquents de l'univers.

De plus, la signature du gaz détectée dans le spectre obtenu au moment du transit a été beaucoup plus importante que prévu : les astronomes ont en fait découvert la présence d'une atmosphère extrêmement étendue qui entoure l'exoplanète, à l'image d'une queue de comète géante. À tel point que celle-ci couvre environ 56% de la surface de l'étoile, ce qui est colossal en regard des 0,69% couverts par la planète elle-même. Les chercheurs pensent que le nuage est composé principalement d'atomes d'hydrogène et suggèrent que l'exoplanète pourrait avoir perdu 10% de son atmosphère depuis le début de sa vie.

Ces résultats contribuent à améliorer notre compréhension de l'évolution des planètes de faible masse qui orbitent très près de leur étoile. Quelle est la fraction de planètes de type Neptune trop proche de leur étoile qui vont perdre leurs atmosphères et devenir des planètes rocheuses ? Ce ne sera pas le devenir de Gl436b, mais cela devient une évolution possible pour une planète subissant une insolation un peu plus importante.

Pour en savoir plus: 

L'échappement atmosphérique de planètes chaudes et massives avait déjà été détecté par les équipes de l'Institut d'astrophysique de Paris (Vidal-Madjar et al 2003, http://www.spacetelescope.org/news/heic0303/), et dans un cas des variations temporelles avaient même été observées (Lecavelier et al 2012, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/23/).

Référence : 

A giant comet-like cloud of hydrogen escaping the warm Neptune-mass exoplanet GJ 436b, David Ehrenreich, Vincent Bourrier et al., Nature, 24 juin 2015

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5379

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/17/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2009 L2 = 2015 J4 (Yang-Gao)

La comète P/2009 L2 (Yang-Gao), observée pour la dernière fois le 11 Octobre 2009, a été retrouvée par H. Sato (Tokyo, Japon) sur les images prises le 11 Mai et les 09 et 10 Juin 2015 avec l'astrographe de 0.51-m f/6.8 + CCD + réducteur de focale f/4.5 via iTelescope Observatory, Siding Spring.

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 les images obtenues le 15 Juin 2009 par Xing Gao avec un Canon 350D et objectif de 10.7-cm f/2.8 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). La comète P/2009 L2 (Yang-Gao) était passée au périhélie le mois précédent, à savoir le 21 Mai 2009, à une distance d'environ 1,3 UA du Soleil, et a une période de 6,3 ans.

Pour ce nouveau retour au périhélie, les éléments orbitaux de la comète P/2009 L2 = 2015 J4 (Yang-Gao) indiquent un passage au périhélie le 15 Août 2015 à une distance d'environ 1,43 UA du Soleil, et une période d'environ 6,6 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15L28.html (MPEC 2015-L28)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20J4;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2009 L2 = 2015 J4 (Yang-Gao) a reçu la dénomination définitive de 325P/Yang-Gao en tant que 325ème comète périodique numérotée.

C/2015 M1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte sur les images CCD obtenues le 20 Juin 2015 par les membres de l'équipe de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m de Haleakala, Hawaii. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de J. M. Bosch (Santa Maria de Montmagastrell), P. Dupouy et J. B. de Vanssay (Observatoire de Dax), T. Linder et R. Holmes (via Cerro Tololo), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), A. Maury et J.-F. Soulier (CAO, San Pedro de Atacama), M. Schwartz et P. R. Holvorcem (Tenagra II Observatory), P. Forshay (Mauna Kea), A. Hidas (Arcadia), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 M1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 16 Mai 2015 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15M45.html (MPEC 2015-M45)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 15 Mai 2015 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil.

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

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20M1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les quasars sont des lumières fantastiques. Ils sont les balises les plus brillantes dans l'Univers, flambant dans l'espace avec la luminosité intrinsèque d'un billion de soleils. Pourtant, les objets ne sont pas des galaxies vastes, mais ils apparaissent comme des sources ponctuelles dans les plus grands télescopes d'aujourd'hui - d'où le terme de "quasar" pour objet quasi-stellaire. Découvert dans les années 1960, il a fallu plus de deux décennies de recherche pour arriver à la conclusion que les quasars sont produits par le geyser d'énergie émis par les trous noirs supermassifs trop nourris à l'intérieur des noyaux de galaxies très lointaines. Et, la majorité des quasars se sont développés dans une brève existence, il y a 12 milliards d'années.

La grande question a été, pourquoi ? Qu'est-ce qui se passait dans l'Univers il y a 12 milliards d'années ? L'Univers était plus petit et tellement bondé que des galaxies sont entrées en collision avec d'autres beaucoup plus fréquemment que de nos jours. Des astronomes utilisant la vision infrarouge de Hubble ont vérifié cette hypothèse en étudiant les quasars poussiéreux où leur lueur était supprimée par la poussière, permettant une vue sur les environs du quasar. La vision nette de Hubble a révélé de chaotiques collisions entre galaxies qui ont donné naissance à des quasars en alimentant un trou noir central supermassif.

Crédit : NASA, ESA, and E. Glickman (Middlebury College, Vermont)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/20/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le VLT découvre CR7, la galaxie distante la plus brillante qui soit, ainsi que des signes de l'existence d'étoiles de Population III

Des astronomes ont découvert, au moyen du Très Grand Télescope de l'ESO, la galaxie de loin la plus lumineuse de l'Univers jeune ainsi que des preuves solides de l'existence de la première génération d'étoiles en son sein. Ces objets massifs, brillants, récemment encore considérés comme purement théoriques, sont à l'origine de la création des tous premiers éléments lourds qui entrent dans la composition des étoiles qui nous entourent aujourd'hui, de leurs cortèges de planètes et de la vie telle que nous la connaissons. La galaxie nouvellement découverte, baptisée CR7, est trois fois plus brillante que la galaxie lointaine la plus lumineuse cataloguée à ce jour.

Les astronomes ont longtemps supposé l'existence d'une première génération d'étoiles – baptisée étoiles de Population III – issues de la matière originelle créée lors du Big Bang [1]. L'ensemble des éléments chimiques plus lourds – tels l'oxygène, l'azote, le carbone et le fer, essentiels à la vie – ont été créés à l'intérieur des étoiles. Cela signifie que les premières étoiles ont dû se constituer à partir des seuls éléments antérieurs aux étoiles : l'hydrogène, l'hélium, et quelques traces de lithium.

Ces étoiles de Population III auraient été gigantesques – des centaines, voire des milliers de fois plus massives que le Soleil – brûlantes et transitoires – explosant en supernovae après seulement deux millions d'années. Mais jusqu'à présent, aucune réelle preuve matérielle n'était venue étayer l'hypothèse de leur existence [2].

Une équipe menée par David Sobral de l'Institut d'Astrophysique et des Sciences Spatiales, de l'Université de Lisbonne au Portugal, et de l'Observatoire de Leiden aux Pays-Bas, a utilisé le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO pour sonder l'Univers jeune et remonter à l'époque de la réionisation, soit à quelque 800 millions d'années après le Big Bang. Plutôt que d'étudier une infime portion du ciel profond, ils ont étendu leur champ d'observation et produit le sondage galactique profond le plus vaste jamais réalisé.

Cette vaste étude a été effectuée au moyen du VLT, avec l'aide de l'Observatoire W.M. Keck et du Télescope Subaru, ainsi que du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA. L'équipe a découvert – et confirmé – l'existence d'un certain nombre de très jeunes galaxies étonnamment brillantes. L'une d'elles, baptisée CR7 [3], constitue un objet extrêmement rare, de loin la galaxie la plus lumineuse jamais observée à ce stade de l'Univers [4]. La seule découverte de CR7 et d'autres galaxies brillantes couronnait déjà l'étude de succès. Une analyse plus approfondie est venue  compléter ce flot d'excellentes nouvelles.

Les instruments X-shooter et SINFONI qui équipent le VLT ont détecté une forte émission d'hélium ionisé à l'intérieur de CR7 mais, curieusement et fort heureusement, aucun signe de la présence d'éléments plus lourds au sein d'une portion lumineuse de la galaxie. Ainsi donc, l'équipe venait de dénicher le premier véritable indice de l'existence d'amas d'étoiles de Population III responsables de l'ionisation du gaz contenu à l'intérieur d'une galaxie de l'Univers jeune [5].

“Cette découverte a surpassé toutes nos attentes initiales” s'enthousiasme Davis Sobral. “Nous ne nous attendions effectivement pas à détecter une galaxie aussi brillante. Puis, après avoir analysé CR7 sous toutes les coutures, nous avons compris que non seulement nous avions trouvé la galaxie lointaine la plus lumineuse qui soit, mais également réalisé qu'elle présentait toutes les caractéristiques attendues d'une galaxie peuplée d'étoiles de Population III. Ces étoiles ont créé les tous premiers atomes lourds dont nous sommes aujourd'hui constitués. Quelle autre découverte plus excitante que celle-ci ?”

Au sein de CR7, des amas d'étoiles de couleur plus bleue, parfois plus rouge, ont été détectés, suggérant que les étoiles de Population III sont apparues par vagues successives – comme cela avait été prédit. L'équipe a pu directement observer la toute dernière vague d'étoiles de Population III. Ainsi donc, ces étoiles seraient plus faciles à détecter qu'on ne le pensait auparavant : elles résident parmi les étoiles ordinaires, au sein de galaxies brillantes – pas seulement au cœur des premières galaxies, de tailles réduites et de luminosités plus faibles, si faibles que leur étude s'avère extrêmement compliquée.

Jorryt Matthee, second auteur de l'étude, conclut ainsi : “Je me suis toujours interrogé sur nos origines. Enfant déjà, je cherchais à connaître la provenance de divers éléments : le calcium contenu dans mes os, le carbone dans mes muscles, le fer dans mon sang. J'ai découvert qu'ils furent pour la première fois créés au tout début de l'Univers, par la première génération d'étoiles. Cette découverte nous permet d'observer ces objets pour la toute première fois.”

Des observations complémentaires au moyen du VLT, d'ALMA et du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA seront prochainement effectuées, afin de lever toute incertitude concernant l'appartenance des étoiles observées à la Population III, d'en chercher et d'en identifier d'autres..

Note(s) :

[1] Parce que les astronomes avaient déjà classé les étoiles de la Voie Lactée parmi les étoiles de Population I (tel le Soleil, riche en éléments plus lourds et situé dans le disque) et de Population II (les étoiles plus âgées contenant une plus faible proportion d'éléments lourds et situées dans le bulbe et le halo de la Voie Lactée, ainsi que les amas globulaires), ils rangèrent ces premières étoiles parmi les étoiles de Population III.

[2] La découverte de ces étoiles n'est pas chose aisée :  il semble que leurs durées de vie aient été très courtes en effet, et qu'elles aient brillé à une époque à laquelle l'Univers était particulièrement opaque à leur rayonnement. Parmi les résultats antérieurs figurent :  Nagao, et al., 2008, qui ne fait pas mention d'une quelconque détection d'hélium ionisé ; De Breuck et al., 2000, assorti d'une référence à la détection d'hélium ionisé, mais également de carbone et d'oxygène, ainsi qu'aux signatures d'un noyau actif de galaxie ; enfin, Cassata et al., 2013, qui fait mention de la détection d'hélium ionisé en de faibles proportions, aux côtés du carbone et de l'oxygène.

[3] La notation CR7 constitue une forme abrégée de l'appellation COSMOS Redshift 7, qui se réfère à la place qu'occupe cette galaxie sur l'échelle des temps cosmiques. Plus le redshift (ou décalage vers le rouge) est élevé, plus la galaxie est distante et plus l'on remonte loin dans l'histoire de l'Univers. A1689-zD1, l'une des galaxies les plus âgées jamais observées est, à titre d'exemple, caractérisée par un redshift de 7,5. Ce surnom évoque le grand footballeur portugais qu'est Cristiano Ronaldo, par ailleurs nommé CR7.

[4] CR7 est trois fois plus brillante qu'Himiko, l'ancienne tenante du titre, dont on pensait qu'elle était unique en son genre à ce stade très jeune de l'Univers. Les galaxies poussiéreuses, à des stades bien plus sous forme de rayonnement infrarouge provenant avancés de l'histoire de l'Univers, peuvent rayonner une énergie totale plus importante que CR 7 provenant de la poussière chaude. L'énergie émise par CR7 est principalement de la lumière visible et des ultraviolets.

[5] L'équipe a examiné deux hypothèses distinctes, selon lesquelles un noyau actif de galaxie ou bien encore des étoiles de type Wolf-Rayet pourrai(en)t constituer la (ou les) source(s) du rayonnement étudié. Toutefois, l'absence d'éléments lourds, d'autres indices également, ont permis de les réfuter. L'équipe a par ailleurs considéré qu'un trou noir en cours d'effondrement – un objet typiquement exotique et purement théorique – puisse constituer la source de lumière en question. Mais l'absence d'une large raie en émission, tout comme les valeurs nettement plus élevées qu'attendu des intensités des raies d'hydrogène et d'hélium, ont fortement diminué la probabilité de cette hypothèse. Cette dernière se trouverait totalement écartée si aucune émission de rayons X n'était détectée - ce qui présuppose d'effectuer des observations complémentaires.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Evidence for PopIII-like stellar populations in the most luminous Lyman-a emitters at the epoch of re-ionisation: spectroscopic confirmation”, par D. Sobral, et al., à paraître dans la revue The Astrophysical Journal.

L'équipe est composée de David Sobral (Institut d'Astrophysique et des Sciences de l'Espace, Université de Lisbonne, Lisbonne, Portugal; Département de Physique, Faculté des Sciences, Université de Lisbonne, Lisbonne, Portugal; Observatoire de Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), Jorryt Matthee (Observatoire de Leiden), Behnam Darvish (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Californie, Riverside, Californie, Etats-Unis), Daniel Schaerer (Observatoire de Genève, Département d'Astronomie, Université de Genève, Versoix, Suisse; Centre National de la Recherche Scientifique, IRAP, Toulouse, France), Bahram Mobasher (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Californie, Riverside, Californie, Etats-Unis), Huub J. A. Röttgering (Observatoire de Leiden), Sérgio Santos (Institut d'Astrophysique et des Sciences de l'Espace, Université de Lisbonne; Département de Physique, Université de Lisbonne, Portugal) et Shoubaneh Hemmati (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Californie, Riverside, Californie, Etats-Unis).

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

Liens :

- L'article scientifique

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1524/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Philae, l'atterrisseur de Rosetta, s'est réveillé après sept mois d'hibernation sur la surface de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Crédit : ESA/ATG medialab

Les signaux ont été reçus le 13 juin à 22h28 CEST par le Centre européen des opérations spatiales de l'ESA à Darmstadt. Plus de 300 paquets de données ont été analysés par les équipes du Centre de contrôle de l'atterrisseur au Centre allemand pour l'aéronautique et l'aérospatiale (DLR).

« Philae va très bien : sa température de fonctionnement est de -35°C et il a 24 watts à sa disposition, » explique Stephan Ulamec, responsable de l'atterrisseur Philae pour DLR. « L'atterrisseur est opérationnel. »

Philae a « parlé » pendant 85 secondes avec son équipe via Rosetta, pour la première fois depuis son entrée en hibernation au mois de novembre.

Après analyse des données, il est apparu que Philae ne vient pas seulement de se réveiller : « Nous avons également reçu des données historiques – jusqu'à maintenant, cependant, l'atterrisseur n'avait pas été capable de nous contacter ».

Les scientifiques attendent maintenant le prochain contact. Il y a encore plus de 8000 paquets de données dans la mémoire de masse de Philae, qui donneront à l'équipe de DLR des informations sur ce qui est arrivé à l'atterrisseur au cours des jours précédents sur la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Philae s'était éteint le 15 novembre 2014 à 1h15 CET après une soixantaine d'heures d'opérations sur la comète. L'unité de communication sur l'orbiteur Rosetta était allumée et à l'écoute de l'atterrisseur depuis le 12 mars 2015.

Rosetta est une mission de l'ESA, menée grâce aux contributions de ses États membres et de la NASA. L'atterrisseur de Rosetta, Philae, a été fourni par un consortium piloté par le DLR, le MPS, le CNES et l'ASI.

Source : ESA http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/L_atterrisseur_Philae_de_Rosetta_est_sorti_d_hibernation

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_s_lander_Philae_wakes_up_from_hibernation

http://blogs.esa.int/rosetta/2015/06/14/rosettas-lander-philae-wakes-up-from-hibernation/

http://sci.esa.int/rosetta/56019-rosettas-lander-philae-wakes-up-from-hibernation/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les chercheurs utilisant le télescope spatial Hubble de la NASA ont détecté une stratosphère et l'inversion de température dans l'atmosphère d'une planète de plusieurs fois la masse de Jupiter, appelée WASP-33b. La stratosphère terrestre se situe au-dessus de la troposphère, la turbulente région active en météo qui atteint le sol à l'altitude où presque tous les nuages plafonnent. Dans la troposphère, la température est supérieure à la partie inférieure - au niveau du sol - et refroidit en altitude. La stratosphère est tout le contraire : là, la température s'élève en altitude. C'est ce qu'on appelle une inversion de température, et cela arrive parce que l'ozone dans la stratosphère absorbe une partie du rayonnement du Soleil, l'empêchant d'atteindre la surface et de réchauffer cette couche de l'atmosphère. Des inversions de température similaires se produisent dans les stratosphères des autres planètes de notre Système solaire, comme Jupiter et Saturne. Mais WASP-33b est si proche de son étoile que son atmosphère est un dévastateur 10.000 degrés Fahrenheit, et son atmosphère est si chaude que la planète pourrait en fait avoir des pluies d'oxyde de titane.

Crédit : NASA, ESA, and K. Haynes and A. Mandell (Goddard Space Flight Center)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/25/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette magnifique galaxie spirale est à la limite de ce que les astronomes appellent le Vide Local. Le Vide Local est un énorme volume de l'espace qui fait au moins de 150 millions d'années-lumière de diamètre et ne semble pas contenir grand chose. Il n'y a aucune galaxie observable. Ce vide fait tout simplement partie de la structure de l'Univers où la matière se développe massivement au fil du temps afin que les galaxies forment des amas et des chaînes, lesquels sont séparés par des régions essentiellement dépourvues de galaxies. Cela se traduit par une sorte de structure de « bulle de savon » sur de grandes échelles.

La galaxie, photographiée par le télescope spatial Hubble de la NASA est particulièrement colorée où les taches rouges lumineuses de gaz peuvent être vues éparpillées à travers ses bras spiraux. Les brillantes régions bleues contiennent des étoiles nouvellement en formation. Des lignes de poussières en brun foncé serpentent à travers les bras lumineux de la galaxie et au centre, ce qui lui donne un aspect marbré.

Crédit : NASA, ESA, D. Calzetti (University of Massachusetts), H. Ford (Johns Hopkins University),

and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/23/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

SPHERE dévoile les prémices de la formation d'une nébuleuse planétaire

Quelques-unes des images les mieux résolues jamais obtenues au moyen du Très Grand Télescope de l'ESO ont pour la toute première fois permis d'assister à la transformation d'une étoile âgée en une nébuleuse planétaire prenant l'aspect d'un papillon. Ces observations de la géante rouge L2 Puppis effectuées par le nouvel instrument SPHERE positionné en mode ZIMPOL, révèlent par ailleurs l'existence d'un proche compagnon stellaire. Les étapes qui conduisent à la mort des étoiles demeurent aujourd'hui encore en partie énigmatiques pour les astronomes – notamment l'origine d'une telle nébuleuse bipolaire, en forme de sablier.

Distante de quelque 200 années-lumière, L2 Puppis est l'une des géantes rouges les plus proches de la Terre, sur le point d'entamer la phase finale de son existence. Les nouvelles observations effectuées dans le domaine visible au moyen de l'instrument SPHERE positionné en mode ZIMPOL – utilisant un système d'optique adaptative extrême, ont permis d'acquérir des images dotées d'une correction nettement supérieure à celle obtenue grâce à un système d'optique adaptative classique. De sorte que ces images laissent apparaître, à proximité de sources brillantes, des objets ainsi que des structures de faibles luminosités, à un niveau de détail bien plus élevé. Il s'agit là des premiers résultats obtenus à partir de ce mode, et des données les plus détaillées acquises sur un tel objet.

ZIMPOL est capable de produire des images dotées d'une résolution trois fois supérieure à celles acquises par le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA. Les nouvelles observations montrent ainsi la poussière qui entoure L2 Puppis en de moultes détails [1], et viennent confirmer les résultats jadis obtenus au moyen de NACO : la poussière se distribue le long d'un disque aperçu par la tranche depuis la Terre. Les données relatives à la polarisation acquises par ZIMPOL ont par ailleurs permis à l'équipe d'ériger un modèle tridimensionnel des structures de poussière [2].

Les astronomes ont découvert que le disque de poussière débutait à quelque 900 millions de kilomètres de l'étoile – soit à une distance légèrement supérieure à celle séparant Jupiter du Soleil – et qu'il s'évasait dans la direction opposée, formant une sorte d'entonnoir symétrique autour de l'étoile. L'équipe a également repéré l'existence d'une seconde source de lumière à environ 300 millions de kilomètres de L2 Puppis – ce qui représente deux fois la distance Terre-Soleil. Cette étoile compagnon, située à très grande proximité, est vraisemblablement une autre géante rouge de masse voisine, mais d'âge moins avancé.

Le fait qu'une étoile sur le point de mourir soit entourée d'une vaste quantité de poussière, la présence d'une étoile compagnon également, constituent autant d'ingrédients nécessaires à la probable création prochaine d'une nébuleuse planétaire bipolaire. Toutefois, l'émergence d'un papillon céleste à partir de cette chrysalide poussiéreuse requiert une bonne dose de chance.

Pierre Kervella, auteur principal de cette étude, précise la difficulté du problème : “L'origine des nébuleuses planétaires bipolaires constitue l'un des principaux casse-tête de l'astrophysique moderne, notamment le processus d'éjection, dans l'espace environnant, des précieux métaux produits au sein des étoiles – une matière qui entrera dans la constitution des prochaines générations de systèmes planétaires”.

Outre le disque évasé qui entoure L2 Puppis, l'équipe a découvert l'existence de deux cônes de matière s'étirant de part et d'autre du disque, dans une direction perpendiculaire. Au sein de ces cônes figurent deux longs panaches de matière animés d'une lente rotation. L'étude des points d'origine de ces panaches a conduit à la formulation des hypothèses suivantes : l'un des panaches semble résulter de l'interaction entre la matière constituant L2 Puppis d'une part, la pression de radiation et le vent générés par l'étoile compagnon d'autre part ; l'autre panache paraît résulter d'une collision entre les vents stellaires issus de l'une et l'autre étoile, ou provenir d'un disque d'accrétion autour de l'étoile compagnon.

Bien que nos connaissances doivent encore être étendues, deux grandes théories basées chacune sur l'existence préalable d'un système d'étoiles binaire rendent actuellement compte de la formation des nébuleuses planétaires bipolaires [3]. Les nouvelles observations suggèrent que l'ensemble des processus requis sont ici à l'œuvre, renforçant la probabilité que cette paire d'étoiles donne naissance, à terme, à un papillon céleste.

Pierre Kervella de conclure : “Seules quelques années sont nécessaires à l'étoile compagnon pour décrire une orbite complète autour de L2 Puppis, façonnant par la même le disque de la géante rouge. Nous serons en mesure de suivre l'évolution des caractéristiques du disque de poussière en temps réel – une perspective extrêmement rare et particulièrement excitante.”

Note(s) :

[1] SPHERE/ZIMPOL utilise un système d'optique adaptative extrême pour créer des images dotées d'une diffraction limitée, s'approchant ainsi bien plus que l'optique adaptative classique de la limite théorique du télescope obtenue dans un ciel dépourvu d'atmosphère. L'optique adaptative extrême permet par ailleurs à des objets beaucoup moins lumineux d'être observés à grande proximité d'une étoile brillante. De telles images peuvent en outre être acquises dans le domaine visible – à des longueurs d'onde plus courtes que l'infrarouge, domaine de prédilection de l'optique adaptative classique. S'ensuit l'obtention d'images beaucoup plus nettes que celles obtenues jusqu'à présent au moyen du VLT. Une résolution spatiale encore plus élevée a été atteinte par le VLTI – toutefois, l'interféromètre ne génère pas d'images directes.

[2] La poussière du disque a remarquablement diffusé la lumière émise par l'étoile en direction de la Terre. Elle l'a par ailleurs polarisée, ce qui a permis à l'équipe de dresser une carte tridimensionnelle de l'enveloppe à partir des données de ZIMCO et NACO. L'équipe a par ailleurs constitué un modèle de disque basé sur l'outil de modélisation du transfert radiatif RADMC-3D qui utilise un ensemble défini de paramètres relatifs à la poussière pour simuler la propagation des photons en son sein.

[3] La première théorie stipule que la poussière produite par le vent stellaire en provenance de l'étoile en fin de vie se trouve confinée à l'intérieur d'un anneau en orbite autour de l'étoile. Ce confinement résulterait de l'action conjuguée des vents stellaires et de la pression de radiation générés par l'étoile compagnon. Toute matière issue de l'étoile principale se trouverait ensuite canalisée par ce disque, ce qui la contraindrait à s'échapper en formant deux colonnes opposées perpendiculaires au disque.

La seconde théorie stipule que la plupart de la matière éjectée par l'étoile en fin de vie se trouve accrétée par son proche compagnon puis se constitue en un disque d'accrétion dont s'échappent deux puissants jets. Le reste de la matière se trouve éjecté par les vents stellaires issus de l'étoile en fin de vie, et forme un nuage de gaz et de poussière généralement caractéristique d'un système stellaire simple. Dotés d'une puissance nettement supérieure à celle des vents stellaires issus de l'étoile en fin de vie, les jets bipolaires nouvellement créés autour de l'étoile compagnon créent deux cavités au sein de la poussière environnante. S'ensuit l'apparition d'une nébuleuse planétaire bipolaire.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'une publication intitulée “The dust disk and companion of the nearby AGB star L2 Puppis”, par P. Kervella, et al., à paraître dans l'édition du 10 juin 2015 de la revue Astronomy & Astrophysics.

L'équipe est composée de P. Kervella (Unité Mixte Internationale Franco-Chilienne d'Astronomie, CNRS/INSU, France; Département d'Astronomie, Université du Chili, Santiago, Chili; LESIA Observatoire de Paris, CNRS, UPMC; Université Paris-Diderot, Meudon, France), M. Montargès (LESIA, France; Institut de Radio-Astronomie Millimétrique, St Martin d'Hyères, France), E. Lagadec (Laboratoire Lagrange, Université de Nice-Sophia Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d'Azur, Nice, France), S. T. Ridgway (Observatoires Nationaux d'Astronomie Optique, Tucson, Arizona, Etats-Unis), X. Haubois (ESO, Santiago, Chili), J. H. Girard (ESO, Chili), K. Ohnaka (Institut d'Astronomíe, Université Catholique du Nord, Antofagasta, Chili), G. Perrin (LESIA, France) et A. Gallenne (Université de la Conception, Département d'Astronomíe, Concepción, Chili).

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

Liens :

- Article scientifique

- Photos du VLT

- ESOcast dédié à ZIMPOL/SPHERE et à la polarimétrie on ZIMPOL

- Informations complémentaires sur SPHERE

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1523/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

51P/Harrington

La comète 51P/Harrington, observée pour la dernière fois le 21 Mai 2009, a été retrouvée par A. Maury, J.-G. Bosch, et J.-F. Soulier sur les images CCD obtenues les 06 et 28 Mai 2015 à l'Observatoire Campo Catino Austral, San Pedro de Atacama. Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie le 12 Août 2015 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil et une période d'environ 7,16 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15KD2.html (MPEC 2015-K132)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?ID=c00051_0;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://6888comete.free.fr/fr/image51PHarringtonChile.htm

51P-D/Harrington

Hidetaka Sato a suggéré que l'objet observé le 30 Mai 2015 par Pan-STARRS 1, Haleakala, et placé sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center sous la désignation provisoire de P101s67, était le fragment D de la comète 51P/Harrington.

Syuichi Nakano a identifié ce même fragment dans les données obtenues le 29 Septembre 2008 (sous la désignation provisoire de 8SA248F) par A. Boattini dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, et a relié plusieurs observations de ce composant : 51P-C (1994) = 51P-D (2001) = 8SA248F (2008) = P101s67 (2015).

Les éléments orbitaux de la comète 51P-D/Harrington indiquent un passage au périhélie le 11 Août 2015 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil, et une période d'environ 7,16 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15L08.html (MPEC 2015-L08)

http://www.oaa.gr.jp/~oaacs/nk/nk2919.htm

http://jcometobs.web.fc2.com/pcmtn/0051p.htm

141P/Machholz

La comète 141P/Machholz, observée pour la dernière fois le 13 Avril 2005, a été retrouvée par les membre de l'équipe du satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) sur les images obtenues les 24, 25, 26 et 27 Mai 2015.

Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie le 25 Août 2015 à une distance d'environ 0,76 UA du Soleil, et une période d'environ 5,25 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15KD3.html (MPEC 2015-K133)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?ID=c00141_0;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2015 GX (PANSTARRS)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert sur les images de PanSTARRS 1 prises avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m le 08 Avril 2015, et annoncé en tant que planète mineure sous la désignation de 2015 GX, a montré une apparence cométaire lors d'observations de suivi par plusieurs astrométristes dont R. Haver (Frasso Sabino), T. Lister (McDonald Observatory-LCOGT ELP), et H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill).

Les éléments orbitaux de la comète C/2015 GX (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 27 Juin 2015 à une distance d'environ 1,97 UA du Soleil, et une période (P) d'environ 65 ans pour cette comète de type Halley classique (20 ans < P < 200 ans).

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15L07.html (MPEC 2015-L07)

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

P/2015 K5 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images obtenues les 29 et 30 Mai et les 03 et 04 Juin 2015 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de M. Schwartz et P. R. Holvorcem (Tenagra II Observatory), J.-F. Soulier (Maisoncelles), et P. Dupouy et J. B. de Vanssay (Observatoire de Dax). La nouvelle comète a également été identifiée dans des observations antérieures à la découverte, obtenues le 11 Mai 2015 par Pan-STARRS1.

Les éléments orbitaux de la comète P/2015 K5 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 06 Juin 2015 à une distance d'environ 2,9 UA du Soleil, et une période d'environ 17,3 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15L26.html (MPEC 2015-L26)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20K5;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'observation d'un anneau d'Einstein par ALMA révèle d'incroyables détails

Une campagne d'observations effectuée par le réseau ALMA en configuration étendue a permis d'obtenir une image spectaculaire et détaillée à la fois d'une galaxie lointaine subissant un effet de lentille gravitationnelle. Sur cette image figure une vue magnifiée des régions de formation d'étoiles au sein de la galaxie distante. Le degré de résolution qui caractérise ces nouvelles observations est inédit. Il surpasse nettement le niveau de détail qu'offre le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA / ESA, et révèle l'existence, au sein même de cette galaxie, de régions de formation d'étoiles semblables à la Nébuleuse d'Orion, quoique de dimensions nettement supérieures.

La campagne d'observations d'ALMA en configuration étendue a donné lieu à quelques résultats surprenants, et permis de recueillir des informations d'une précision inégalée concernant les “habitants” de l'Univers proche et distant. Des observations effectuées fin 2014 dans le cadre de cette campagne visaient une lointaine galaxie notée HATLAS J090311.6+003906, par ailleurs connue sous l'appellation SDP.81. La lumière en provenance de cette galaxie subit les effets d'un phénomène de lentille gravitationnelle. Une galaxie massive située entre SDP.81 et ALMA [1] agit telle une lentille en effet, déformant la lumière émise par la galaxie plus lointaine et générant un anneau d'Einstein quasi-parfait [2].

Plus de sept équipes de scientifiques [3] ont analysé, indépendamment les unes des autres, les données d'ALMA relatives à SDP.81. Cette flopée de publications scientifiques a révélé certaines caractéristiques inconnues de cette galaxie: les détails de sa structure, son contenu, son mouvement, et quelques autres propriétés physiques.

ALMA fonctionne à la manière d'un interféromètre. En quelques mots, les nombreuses antennes qui composent le réseau travaillent de concert afin de collecter la lumière, comme le ferait un télescope virtuel de vastes dimensions [4]. En conséquence, les nouvelles images de SDP.81 obtenues par ALMA sont dotées d'une résolution quelque six fois supérieure [5] à celles acquises dans l'infrarouge par le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA.

Les modèles complexes des astronomes révèlent l'existence d'une structure fine, jamais observée auparavant, au sein de SDP.81. Cette dernière arbore la forme de nuages poussiéreux, probablement de vastes réservoirs de gaz moléculaire froid – ou lieux de naissance des étoiles et de leurs cortèges de planètes. Ces modèles ont été en mesure de corriger la distorsion géométrique générée par l'effet de lentille gravitationnelle.

Les observations d'ALMA présentent un tel degré de résolution que les chercheurs peuvent détecter,  au sein de cette lointaine galaxie, des régions de formation stellaire dont les dimensions n'excèdent pas les 100 années-lumière – soit l'équivalent de gigantesques nébuleuses d'Orion produisant, à l'autre extrémité de l'Univers, de nouvelles étoiles à un rythme mille fois supérieur. C'est la toute première fois que ce phénomène peut être observé à une distance aussi élevée.

“L'image de la galaxie recomposée par ALMA est spectaculaire”, s'enthousiasme Rob Ivison, co-auteur de deux des publications scientifiques et Directeur de la Science à l'ESO. “La vaste surface collectrice d'ALMA, la grande distance qui sépare ses antennes, et la stabilité de l'atmosphère qui surplombe le désert de l'Atacama, contribuent chacune à l'obtention d'images et de spectres extrêmement résolus. En d'autres termes, les observations obtenues sont très détaillées, ainsi que les informations concernant les mouvements qui animent les différentes régions de la galaxie. Nous pouvons désormais étudier des galaxies situées à l'autre extrémité de l'Univers, au moment où elles fusionnent et donnent naissance à un grand nombre d'étoiles. C'est le genre de truc qui m'incite à me lever le matin !”

L'information spectrale recueillie par ALMA a par ailleurs permis aux astronomes de mesurer la vitesse de rotation de la galaxie et d'estimer sa masse. Les données indiquent que le gaz de cette galaxie est instable : certains amas de gaz sont en cours d'effondrement en effet, et probablement sur le point de se changer en vastes régions de formation stellaire.

En outre, la modélisation de l'effet de lentille gravitationnelle révèle l'existence d'un trou noir supermassif au cœur de la galaxie lentille d'avant-plan [6]. Les régions centrales de SDP.81 sont trop peu lumineuses pour être détectées, ce qui laisse à penser que la galaxie d'avant-plan abrite un trou noir supermassif doté d'une masse supérieure à 200 ou 300 millions de masses solaires.

Le nombre d'articles publiés à partir de ce simple ensemble de données collectées par ALMA montre l'enthousiasme suscité par le haut pouvoir de résolution et la formidable puissance collectrice du réseau. Il témoigne également du rôle majeur d'ALMA dans les découvertes astronomiques à venir et la formulation de nouvelles questions concernant la nature des galaxies lointaines.

Note(s) :

[1] La galaxie magnifiée est observée à une époque à laquelle l'Univers n'était âgé que de 2,4 milliards d'années – ce qui représente 15% de son âge actuel. Sa lumière a donc mis 11,4 milliards d'années pour nous parvenir, ce qui représente plus de deux fois l'âge de la Terre. Pour ce faire, elle a emprunté un chemin détourné, contournant une galaxie massive d'avant-plan relativement proche en comparaison puisque située à 4 milliards d'années de la Terre.

[2] L'existence des lentilles gravitationnelles est prévue par la théorie de la relativité générale d'Einstein.Selon cette théorie, les objets ont pour effet de courber l'espace et le temps. Toute lumière s'approchant de cet espace-temps courbe suit la courbure générée par l'objet en question. Ainsi donc, les objets particulièrement massifs que sont les galaxies géantes et les amas de galaxies agissent telles des loupes cosmiques. Un anneau d'Einstein est une lentille gravitationnelle particulière, qui se produit lorsque la Terre, la galaxie lentille d'avant-plan et la galaxie magnifiée d'arrière-plan sont parfaitement alignées. S'ensuit une distorsion harmonieuse, sous l'aspect d'un anneau de lumière. Ce phénomène est illustré au sein de la Vidéo A.

[3] Les équipes scientifiques sont listées ci-après.[4] La capacité d'ALMA à observer les plus infimes détails dépend de la distance entre les antennes. Dans le cas présent, la séparation maximale, soit 15 kilomètres, a été nécessaire. A titre de comparaison, des observations antérieures de lentilles gravitationnelles effectuées par ALMA alors que le réseau se trouvait dans une configuration plus compacte – la séparation n'était alors que de 500 mètres – est disponible ici.

[5] Ces données permettent de discerner des détails de 0,023 secondes d'arc ou 23 millisecondes d'arc. La résolution atteinte par Hubble dans le proche infrarouge est voisine de 0,16 secondes d'arc. A de plus courtes longueurs d'onde toutefois, Hubble peut atteindre des résolutions supérieures – 0,022 secondes d'arc dans le proche ultraviolet par exemple. La résolution d'ALMA peut quant à elle être ajustée au type d'observations effectuées. Pour ce faire, il suffit de déplacer les antennes du réseau. Pour les besoins de cette étude, la séparation la plus grande fut utilisée, ce qui a permis d'obtenir la résolution la plus élevée possible.

[6] La résolution élevée de l'image d'ALMA permet aux chercheurs de scruter le cœur de la galaxie d'arrière-plan, censé apparaître au centre de l'anneau d'Einstein. Toutefois, si la galaxie d'avant-plan abrite un trou noir supermassif en son centre, l'image centrale paraît peu lumineuse. Ainsi donc, la faible luminosité de l'image centrale renseigne sur la masse du trou noir de la galaxie d'avant-plan.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet de huit articles à paraître prochainement. Ci-après figure la liste des équipes impliquées :

http://arxiv.org/abs/1503.07605
Yoichi Tamura (Université de Tokyo), Masamune Oguri (Université de Tokyo), Daisuke Iono (Observatoire Astronomique National du Japon/SOKENDAI), Bunyo Hatsukade (Observatoire Astronomique National du Japon), Yuichi Matsuda (Observatoire Astronomique National du Japon/SOKENDAI), et Masao Hayashi (Observatoire Astronomique National du Japon).

http://arxiv.org/abs/1503.08720
Simon Dye (Université de Nottingham), Christina Furlanetto (Université de Nottingham; Fondation CAPES, Ministère de l'Enseignement du Brésil, Brésil), Mark Swinbank (Université de Durham), Catherine Vlahakis (Observatoire Unifié ALMA, Chili; ESO, Chili), James Nightingale (Université de Nottingham), Loretta Dunne (Université de Canterbury, Nouvelle Zélande; Institut d'Astronomie [IfA], Observatoire Royal d'Edinbourg), Steve Eales (Université de Cardiff), Ian Smail (Durham), Ivan Oteo-Gomez (IfA, Edinbourg; ESO, Allemagne), Todd Hunter (Observatoire National de Radioastronomie, Charlottesville, Virginie, Etats-Unis), Mattia Negrello (INAF, Observatoire Astronomique de Padoue, Observatoire Vicolo, Padoue, Italie), Helmut Dannerbauer (Université de Vienne, Vienne, Autriche), Rob Ivison (IfA, Edinbourg; ESO, Allemagne), Raphael Gavazzi (Université Pierre et Marie Curie, Paris), Asantha Cooray (Institut de Technologie de Californie, Etats-Unis) et Paul van der Werf (Université de Leiden, Pays-Bas).

http://arxiv.org/abs/1505.05148
Mark Swinbank (Université de Durham), Simon Dye (Université de Nottingham), James Nightingale (Université de Nottingham), Christina Furlanetto (Université de Nottingham; Fondation CAPES, Ministère de l'Enseignement du Brésil, Brésil), Ian Smail (Durham), Asantha Cooray (Institut de Technologie de Californie, Etats-Unis), Helmut Dannerbauer (Université de Vienne, Vienne, Autriche), Loretta Dunne (Université de Canterbury, Nouvelle Zélande; Institut d'Astronomie [IfA], Observatoire Royal d'Edinbourg), Steve Eales (Université de Cardiff), Raphael Gavazzi (Université Pierre et Marie Curie, Paris), Todd Hunter (Observatoire National de Radioastronomie, Charlottesville, Virginie, Etats-Unis), Rob Ivison (IfA, Edinbourg; ESO, Allemagne), Mattia Negrello (INAF, Observatoire Astronomique de Padoue, Observatoire Vicolo, Padoue, Italie), Ivan Oteo-Gomez (IfA, Edinbourg; ESO, Allemagne), Renske Smit (Durham), Paul van der Werf (Université de Leiden, Pays-Bas), et Catherine Vlahakis (Observatoire Unifié ALMA, Chili; ESO, Chili).

http://arxiv.org/abs/1503.05558
Kenneth C. Wong (Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Academia Sinica (ASIAA), Taipei, Taiwan), Sherry H. Suyu (ASIAA, Taiwan), et Satoki Matsushita (ASIAA, Taiwan)

http://arxiv.org/abs/1503.07997
Bunyo Hatsukade (Observatoire Astronomique National du Japon, Tokyo, Japon) Yoichi Tamura (Institut d'Astronomie, Université de Tokyo, Tokyo, Japon), Daisuke Iono (Observatoire Astronomique National du Japon; Université Supérieure des Etudes Avacées [SOKENDAI], Tokyo, Japon), Yuichi Matsuda (Observatoire Astronomique National du Japon), Masao Hayashi (Observatoire Astronomique National du Japon), Masamune Oguri (Centre de Recherche sur l'Univers Jeune, Université de Tokyo, Tokyo, Japon; Département de Physique, Université de Tokyo, Tokyo, Japon; Institut Kavli de Physique et de Mathématiques de l'Univers [Kavli IPMU, WPI], Université de Tokyo, Chiba, Japon)

http://arxiv.org/abs/1503.02652
Le Partenariat ALMA, C. Vlahakis (Observatoire Unifié ALMA [JAO]; ESO) , T. R. Hunter (Observatoire de Radioastronomie National [NRAO]), J. A. Hodge (NRAO) , L. M. Pérez (NRAO) , P. Andreani (ESO), C. L. Brogan (NRAO), P. Cox (JAO, ESO), S. Martin (Institut de Radioastronomie Millimétrique [IRAM]) , M. Zwaan (ESO) , S. Matsushita (Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Taiwan) , W. R. F. Dent (JAO, ESO), C. M. V. Impellizzeri (JAO, NRAO), E. B. Fomalont (JAO, NRAO), Y. Asaki (Observatoire Astronomique National du Japon; Institut des Sciences Spatiales et Aéronautiques (ISAS), Agence d'Exploration Aérospatiale du Japon [JAXA]) , D. Barkats (JAO, ESO), R. E. Hills (Groupe d'Astrophysique, Laboratoire Cavendish), A. Hirota (JAO; Observatoire Astronomique National du Japon), R. Kneissl (JAO, ESO), E. Liuzzo (INAF, Institut de Radioastronomie), R. Lucas (Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble), N. Marcelino (INAF), K. Nakanishi (JAO, Observatoire Astronomique National du Japon), N. Phillips (JAO, ESO), A. M. S. Richards (Université de Manchester), I. Toledo (JAO), R. Aladro (ESO), D. Broguiere (IRAM), J. R. Cortes (JAO, NRAO), P. C. Cortes (JAO, NRAO), D. Espada (ESO, Observatoire Astronomique National du Japon), F. Galarza (JAO), D. Garcia-Appadoo (JAO, ESO), L. Guzman-Ramirez (ESO), A. S. Hales (JAO, NRAO), E. M. Humphreys (ESO), T. Jung (Institut d'Astronomie et de Sciences Spatiales de Corée), S. Kameno (JAO, Observatoire Astronomique National du Japon), R. A. Laing (ESO), S. Leon (JAO,ESO), G. Marconi (JAO, ESO), A. Mignano (INAF), B. Nikolic (Groupe d'Astrophysique, Laboratoire Cavendish), L. A. Nyman (JAO, ESO), M. Radiszcz (JAO), A. Remijan (JAO, NRAO), J. A. Rodón (ESO), T. Sawada (JAO, Observatoire Astronomique National du Japon), S. Takahashi (JAO, Observatoire Astronomique National du Japon), R. P. J. Tilanus (Université de Leiden), B. Vila Vilaro (JAO, ESO), L. C. Watson (ESO), T. Wiklind (JAO, ESO), Y. Ao (Observatoire Astronomique National du Japon) , J. Di Francesco (Conseil National Herzberg de la Recherche en Astronomie & Astrophysique), B. Hatsukade (Observatoire Astronomique National du Japon), E. Hatziminaoglou (ESO), J. Mangum (NRAO), Y. Matsuda (Observatoire Astronomique National du Japon), E. Van Kampen (ESO), A. Wootten (NRAO), I. De Gregorio-Monsalvo (JAO, ESO), G. Dumas (IRAM), H. Francke (JAO), J. Gallardo (JAO), J. Garcia (JAO), S. Gonzalez (JAO), T. Hill (ESO), D. Iono (Observatoire Astronomique National du Japon), T. Kaminski (ESO), A. Karim (Institut Argelander d'Astronomie), M. Krips (IRAM), Y. Kurono (JAO, Observatoire Astronomique National du Japon) , C. Lonsdale (NRAO), C. Lopez (JAO), F. Morales (JAO), K. Plarre (JAO), L. Videla (JAO), E. Villard (JAO, ESO), J. E. Hibbard (NRAO), K. Tatematsu (Observatoire Astronomique National du Japon).

http://arxiv.org/abs/1503.02025
M. Rybak (Institut d'Astrophysique Max Planck), J. P. McKean (Institut de Radioastronomie Néérlandais; Université de Groningen) S. Vegetti (Institut d'Astrophysique Max Planck), P. Andreani (ESO) et S. D. M. White (Institut d'Astrophysique Max Planck)

http://arxiv.org/abs/1506.xxxxx
M. Rybak (Institut d'Astrophysique Max Planck), S. Vegetti (Institut d'Astrophysique Max Planck), J. P. McKean (Institut de Radioastronomie Néérlandais; Université de Groningen), P. Andreani (ESO) et S. D. M. White (Institut d'Astrophysique Max Planck)

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), une installation astronomique internationale, est le fruit d'un partenariat entre l'ESO, la U.S. National Science Foundation (NSF) et le National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec le Chili. ALMA est financé par l'Observatoire Européen Austral (ESO) pour le compte de ces Etats membres, la NSF en coopération avec le National Research Council du Canada (NRC), le National Science Council of Tawain (NSC) et le NINS en coopération avec l'Academia Sinica (AS) in Taiwan et le Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

La construction et la gestion d'ALMA sont supervisées par l'ESO pour le compte de ses Etats membres, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dirigé par Associated Universities, Inc (AUI) en Amérique du Nord, et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA.

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

Liens :

Les articles scientifiques :

- http://arxiv.org/abs/1503.07605

- http://arxiv.org/abs/1503.08720

- http://arxiv.org/abs/1505.05148

- http://arxiv.org/abs/1503.05558

- http://arxiv.org/abs/1503.07997

- http://arxiv.org/abs/1503.02652

- http://arxiv.org/abs/1503.02025

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1522/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Si vous aviez vécu sur une des lunes de Pluton Nix ou Hydra, vous auriez eu un moment difficile pour définir votre réveil. C'est parce que vous ne pourriez pas savoir de façon sûre quand, ou même dans quelle direction, le Soleil se lèvera.

Une analyse exhaustive de toutes les données disponibles du télescope spatial Hubble montre que deux des lunes de Pluton, Nix et Hydra, vacillent de façon imprévisible. Les scientifiques croient que les deux autres petites lunes, Kerberos et Styx, sont probablement dans une situation similaire, en attendant une étude plus approfondie.

Vue d'artiste de la lune Nix de Pluton

Crédit : NASA, ESA, M. Showalter (SETI Inst.), G. Bacon (STScI)

Les quatre petits satellites de Pluton en comparaison à son compagnon, Charon.

Crédit : NASA, ESA, M. Showalter (SETI Inst.), G. Bacon (STScI)

« Hubble a fourni une nouvelle vue de Pluton et de ses lunes, révélant une danse cosmique avec un rythme chaotique, » a déclaré John Grunsfeld, administrateur adjoint de la direction des missions scientifiques de la NASA à Washington. « Lorsque la sonde New Horizons volera à travers le système de Pluton en Juillet nous aurons une chance de voir à quoi ressemble ces lunes de près et individuellement. »

Pourquoi le chaos ? Car les lunes sont intégrées à l'intérieur d'un champ gravitationnel changeant dynamiquement causé par les deux corps centraux du système, Pluton et Charon, tourbillonnant l'un autour de l'autre. Le champ de gravitation variable induit des torsions qui font chanceler les plus petites lunes de façon imprévisible. Cette déformation est renforcée par le fait que les lunes sont en forme de ballon ovale plutôt que sphérique.

Les surprenants résultats de la recherche de Hubble, menée par Mark Showalter du SETI Institute à Mountain View, Californie et Doug Hamilton de l'Université du Maryland à College Park, paraissent dans le numéro du 04 Juin de la revue scientifique britannique Nature.

« Avant les observations de Hubble personne ne se rendait compte de la dynamique complexe du système de Pluton, » a déclaré Showalter. « Notre rapport fournit de nouvelles contraintes sur la séquence des événements qui ont conduit à la formation du système. »

La surveillance de Hubble des quatre lunes externes de Pluton a également révélé que trois d'entre elles, Nix et Hydra, Styx sont actuellement verrouillées ensemble en résonance où il y a un ratio précis entre leurs périodes orbitales. « Cela relie leur mouvement d'une manière similaire à celle de trois des grandes lunes de Jupiter, », a souligné Hamilton. « Si vous étiez sur Nix vous verriez que Styx orbite autour de Pluton deux fois pour trois orbites faites par Hydra ».

Hubble fournit des preuves d'observation que les satellites sont aussi en orbite chaotique. « Cependant, cela ne signifie pas nécessairement que le système est sur le point de voler en éclat, » a ajouté Showalter. « Nous avons besoin d'en savoir beaucoup plus sur le système avant que nous puissions déterminer son devenir à long terme ».

À la surprise des astronomes, Hubble a également constaté que la lune Kerberos est aussi sombre qu'une briquette de charbon de bois, tandis que les autres satellites sont aussi lumineux que du sable blanc. Il a été prédit que la pollution par la poussière qui a été soulevée des satellites par des impacts de météorite devrait recouvrir toutes les lunes, donnant à leur surface un aspect homogène. « Ceci est un résultat très provocateur », a déclaré Showalter.

La sonde New Horizons de la NASA, qui volera en Juillet 2015 à travers le système Pluton-Charon, peut aider à régler la question de la lune noire comme l'asphalte ainsi que les autres bizarreries découverts par Hubble. Ces nouvelles découvertes sont utilisées dans la planification de la science pour les observations de New Horizons.

Le chaos dans le système Pluton-Charon propose de mieux comprendre comment les planètes orbitant autour d'une étoile double pourraient se comporter. « Nous apprenons que le chaos pourrait être un trait commun des systèmes binaires », a déclaré Hamilton. « Cela pourrait même avoir des conséquences pour la vie sur les planètes dans ces systèmes. » L'observatoire spatial Kepler de la NASA a trouvé plusieurs systèmes planétaires en orbite autour d'étoiles doubles.

Des indices sur le chaos de Pluton est arrivé d'abord quand les astronomes ont mesuré les variations de la lumière réfléchie sur les deux lunes, Nix et Hydra. Leur luminosité a changé de façon imprévisible. « Les données étaient confuses; elles n'avaient aucun sens. Nous avions une petite idée que quelque chose était louche, » a déclaré Showalter. Son équipe a analysé des images de Hubble de Pluton prises entre 2005 et 2012. Ils ont comparé les changements imprévisibles dans la réflectivité des lunes à des modèles dynamiques de corps en rotation dans des champs gravitationnels complexes.

Pratiquement toutes les grandes lunes, ainsi que les petites lunes dans les orbites rapprochées, gardent un hémisphère face à leur planète mère. Cela signifie que la rotation du satellite est parfaitement adaptée à la période orbitale. Ce n'est pas une coïncidence, mais la conséquence de marée gravitationnelle entre la lune et la planète. (Hyperion, qui orbite autour de Saturne, est le seul autre exemple de système solaire en rotation chaotique; c'est en raison d'attractions gravitationnelles combinées de la planète et sa plus grande lune, Titan).

Les lunes de Pluton se sont hypothétiquement formées par une collision entre la planète naine et un autre corps de taille semblable au début de l'histoire du Système solaire. Le collision a projeté du matériel qui s'est regroupé dans la famille des satellites observés aujourd'hui autour de Pluton. Son grand compagnon binaire, Charon, a été découvert en 1978. L'objet est près de la moitié de la taille de Pluton. Hubble a découvert Nix et Hydra en 2005, Kerberos en 2011 et Styx en 2012. Ces petites lunes, mesurant seulement des dizaines de kilomètres de diamètre, ont été trouvées dans le cadre d'une recherche de Hubble pour des risques potentiels pour le survol du vaisseau spatial New Horizons.

Pluton et Charon sont appelées une planète double car elles orbitent autour d'un centre de gravité commun qui se trouve dans l'espace entre les corps. Certains considèrent le système Terre-Lune comme une planète double, aussi, bien que le centre de gravité tombe sous la surface de la Terre. (Notre lune a 1/80e de la masse de la Terre, alors que Charon a 1/8e de la masse de Pluton.)

Les chercheurs disent qu'une combinaison des données de surveillance de Hubble, le bref coup d'oeil de près de New Horizons, et éventuellement, des observations avec le télescope spatial James Webb permettront de résoudre de nombreux mystères du système Pluton-Charon. Aucun télescope terrestre n'a été encore en mesure de détecter les plus petites lunes.

« Pluton continuera de nous surprendre lorsque New Horizons la survolera en Juillet », a déclaré Showalter. « Notre travail avec le télescope Hubble nous donne juste un avant-goût de ce qui est en réserve. »

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/24/full/

http://sci.esa.int/hubble/55974-hubble-observes-chaotic-dance-of-plutos-moons/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'étude approfondie de la comète 67P/ Churyumov–Gerasimenko qu'effectue Rosetta a révélé un processus au fonctionnement inattendu, et qui est à l'origine de la rupture rapide des molécules d'eau et de dioxyde de carbone qui sont éjectées de la surface de la comète.

Copyright Spacecraft: ESA/ATG medialab;

comet, left: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA;

comet, top right: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0; data: Feldman et al (2015).

La mission Rosetta est arrivée à proximité de la comète l'année dernière. Elle est depuis en orbite, ou survole la comète à des distances allant de plusieurs centaines de kilomètres à tout juste huit km. Ce faisant, elle récolte des données sur tous les aspects de l'environnement de la comète grâce à ses onze instruments scientifiques.

L'un des instruments, le spectrographe Alice fourni par la NASA, examine la composition chimique de l'atmosphère de la comète, ou coma, aux longueurs d'ondes de l'ultraviolet lointain.

Dans ces longueurs d'onde, les scientifiques peuvent détecter grâce à Alice les éléments les plus abondants dans l'Univers, tels que l'hydrogène, l'oxygène, le carbone et l'azote. Le spectrographe sépare les couleurs qui composent la lumière de la comète, un spectre grâce auquel les scientifiques peuvent identifier la composition chimique des gaz de la coma.

Les scientifiques ont découvert que les molécules semblent être cassées lors d'un processus à deux étapes.

Un photon ultraviolet du Soleil frappe tout d'abord une molécule d'eau dans la coma de la comète et l'ionise, éjectant un électron à haute énergie. Cet électron frappe alors une autre molécule d'eau de la coma, la casse en deux atomes d'hydrogène et un atome d'oxygène, et charge ces atomes en énergie dans le même temps. Ces atomes émettent alors une lumière ultraviolette qui est détectée dans les longueurs d'ondes correspondantes par Alice.

De manière similaire, c'est l'impact d'un électron avec une molécule de dioxyde de carbone qui casse cette molécule en atomes,  et créée les émissions de carbone observées.

Pour plus de détails, référez-vous à l'article original (en anglais).

Measurements of the Near-Nucleus Coma of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko with the Alice Far-Ultraviolet Spectrograph on Rosetta

Source : ESA http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/L_etude_aux_ultraviolets_de_la_coma_de_la_comete_revele_des_surprises

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Ici sur terre, nous sommes habitués au vent façonnant notre environnement au fil du temps, formant de lisses rochers sculptés et des dunes ondulantes. De cette façon, Mars est plus proche de la Terre que vous pourriez vous attendre.

Sur la planète rouge, des vents forts fouettent la poussière et le sable de la surface dans une frénésie, les déplaçant à travers la planète à grande vitesse. Ces vents peuvent atteindre les 100 km/h, assez pour créer de géantes tempêtes de poussière qui se déposent sur d'immenses étendues de Mars, durant plusieurs jours ou même semaines.

Lorsque ces vents voyagent ils sculptent leur environnement, érodant et lissant et usant progressivement les caractéristiques de la surface de la planète au cours de millions d'années.

Crédit : ESA/DLR/FU Berlin

La preuve de ces processus peut être vue dans cette image de l'orbiteur Mars Express de l'ESA. L'image montre une partie de la région d'Arabia Terra, qui est parsemée de cratères de différentes tailles et âges. Les cratères dans cette image, causés par des impacts dans le passé de Mars, montrent tous des degrés différents d'érosion. Certains ont encore des bords externes définis et de claires fonctionnalités en leur sein, tandis que d'autres sont beaucoup plus lisses et sans relief, semblant presque courir dans d'autre ou fusionner avec leur environnement.

Le plus grand cratère dans cette image a également le bord le plus raide. Avec un diamètre d'environ 70 km, ce cratère domine le côté gauche, le sud, du cadre. À première vue, cette image semble montrer quelque chose d'incroyable dans ce cratère et dans l'un de ses voisins à droite : est-ce un soupçon d'eau liquide bleue ? Non, c'est une illusion d'optique causée par le traitement de l'image. Les taches de teinte bleue se trouvant dans les cratères déchiquetés sont effectivement de sombres sédiments qui se sont accumulés au fil du temps. Encore une fois, cela est dû aux vents, qui transportent des sombres dépôts volcaniques riches en basalte à travers la planète.

Cette image en couleurs a été prise par l'instrument High Resolution Stereo Camera de Mars Express le 19 Novembre 2014, au cours de l'orbite 13728. La résolution de l'image est d'environ 20 mètres par pixel.

http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2015/06/The_effect_of_the_winds_of_Mars

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie