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  Rappel e-Media

Le prochain survol de Titan par la sonde Cassini a lieu le 31 Juillet, à une distance d'environ 1590 km de la surface de la lune de Saturne.

Mars Express passe à proximité de Phobos : le 12 Juillet (563 km), le 17 Juillet (273 km), le 23 Juillet (97 km), le 28 Juillet (361 km), et le 03 Août (664 km).

La majeure partie de l'éclipse Totale du 01 Août 2008 se déroule dans des régions peu fréquentées au climat rude telles que l'extrême nord du Canada, le Groenland, la Sibérie occidentale, la Mongolie, et le nord de la Chine. Les chasseurs d'éclipses tentés par les paysages sauvages seront ravis en dépit des conditions climatiques peu favorables.

Alors que quelques privilégiés admireront ce rare spectacle, nous serons nombreux à pouvoir observer une éclipse partielle, en respectant les recommandations d'usage en raison de la dangerosité d'une observation sans protection adéquate.

L'éclipse est partielle sur une large bande traversant pratiquement toute l'Europe (hormis l'Espagne, le sud de l'Italie, la Grèce), le Moyen-Orient, l'Europe Centrale et l'Asie (hormis les zones côtières bordant l'Océan Pacifique).

En France et en Belgique, l'éclipse partielle est peu spectaculaire, le Soleil n'étant que très peu masqué par le disque lunaire.

- A Bruxelles (Belgique), la Lune commence à masquer le Soleil à 08h51 UTC. Le maximum de l'éclipse a lieu à 09h27 UTC avec un Soleil masqué sur 11,2% de sa surface.. L'éclipse se termine à 10h11 UTC.

- Pour les observateurs situés à Paris (France), le premier contact intervient à 8h42 UTC. Le maximum de l'éclipse se produit à 09h20 UTC avec un Soleil masqué sur 6% de sa surface trônant à 43 degrés de hauteur au-dessus de l'horizon. Le dernier contact, marquant la fin de l'éclipse, a lieu à 10h00 UTC.

Quelques sites Web ont prévu de diffuser en direct l'éclipse du 01 Août 2008, sauf imprévu de dernières minutes ou de météo défavorable :

http://www.klipsi.ch/eclipse_2008.htm - (Pole Nord)

http://www.astrofoto.no/webcast (Norvège)

Astronation (Allemagne)

Volkssterrenwacht Mira (Belgique)

http://novosibirskguide.com/eclipse-2008/live-broadcasting/ (Russie)

http://www.imcce.fr/hosted_sites/eclipseaout2008/index.php (Russie)

Live Webcast - NASA Sun-Earth Connection (Chine)

Live Webcast - Exploratorium (Chine)

Live Webcast - Exploratorium (Chine)

Eclipse LIVE 2008 - Astronation (Chine)

Live! Eclipse 2008 (Chine )

Grupo Saros (China)

University of North Dakota (Chine)

Page Spéciale : ../eclipse/ec010808.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Ce composé de données de l'Observatoire de rayons X Chandra et du télescope spatial Hubble est un nouveau regard sur NGC 6543, plus connu sous le nom de l'Oeil du Chat. Cet objet célèbre est une soi-disant nébuleuse planétaire qui représente une phase d'évolution stellaire que le Soleil devrait connaître dans plusieurs milliards d'années. Quand une étoile comme le Soleil commence à manquer de carburant, elle devient une géante rouge. Dans cette phase, une étoile jette certaines de ses couches externes, laissant par la suite un noyau chaud qui s'effondre pour former une dense étoile naine blanche. Un vent rapide émanant du coeur chaud s'enfonce dans l'atmosphère éjectée, la repousse vers l'extérieur, et crée les gracieuses structures filamenteuses vues avec les télescopes optiques.

Crédit : X-ray: NASA/CXC/SAO; Optical: NASA/STSc

Les données de rayons X de Chandra (colorées en bleu) de NGC 6543 montrent que son étoile centrale est entourée par un nuage du gaz de plusieurs millions de degrés. En comparant où les rayons X se trouvent par rapport aux structures vues dans la lumière optique par Hubble (rouge et pourpre), les astronomes ont pu déduire que les abondances chimiques dans la région de gaz chaud étaient comme celles dans le vent de l'étoile centrale et différentes du matériel externe plus froid. Dans le cas de l'Oeil du Chat, le matériel perdu par l'étoile s'envole à une vitesse d'environ 6,5 millions de kilomètres par heure. On s'attend à ce que l'étoile elle-même s'effondre pour devenir une étoile naine blanche dans quelques millions d'années.

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/catseye/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Mars Express s'est approché de l'intriguante lune martienne Phobos le 23 Juillet à 06h49 CEST, passant à la vitesse de 3 km/s à seulement 93 km de la lune. Les survols de la lune par le vaisseau spatial ont renvoyé les images les plus détaillées à ce jour du disque entier, également en 3-D, en utilisant l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord.

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

Phobos est ce que les scientifiques appellent "un petit corps irrégulier". Mesurant 27 km × 22 km × 19 km, c'est l'un des objets les moins réfléchissants dans le Système solaire, vraisemblablement un astéroïde capturé ou un reste du matériel qui a formé les planètes.

Les meilleures images de Phobos à ce jour

Les images du HRSC, qui sont toujours en traitement, constituent un don pour les scientifiques étudiant Phobos. Elles sont un résultat des observations effectuées sur plusieurs survols proches de la lune martienne, exécutés au cours des trois dernières semaines. Dans le meilleur des cas, les images ont une résolution de 3.7 m/pixel et sont prises dans cinq canaux (dans le canal stéréo) pour les images en 3-D (dans les canaux photométriques) et pour exécuter des analyses des propriétés physiques de la surface.

Les images obtenues par plusieurs autres vaisseaux spatiaux jusqu'ici étaient d'une plus faible résolution, ou non disponibles en 3-D et ne couvraient pas le disque entier de Phobos. C'est également la première fois que les parties du côté opposé de la lune étaient imagées dans une telle résolution (Phobos présente toujours la même face vers Mars).

Don scientifique

En observant Phobos, Mars Express bénéficie de son orbite fortement elliptique qui l'amène de la distance la plus proche de la planète de 270 kilomètres à un maximum de 10.000 kilomètres (du centre de Mars), croisant l'orbite de 9.000 kilomètres de la lune martienne. Mars Express a imagé le côté opposé de Phobos (par rapport à Mars) pour la première fois après la mission Viking de la NASA, en volant en dehors de l'orbite du vaisseau spatial autour de Mars.

Le lancement de Phobos-Grunt, une mission russe de retour d'échantillons, est attendue pour 2009. Elle devrait se poser sur le côte opposé de Phobos dans une région entre 5° Sud à 5° Nord, et 230° Ouest à 235° Ouest. Cette région était imagée en dernier dans les années 1970 par les navettes spatiales Viking.

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

Les observations du HRSC étaient attendues avec impatience pour mieux évaluer et caractériser le choix du site d'atterrissage.

La surface remarquablement sillonée de la lune peut être vue dans les images tout à fait claires. L'origine de ces sillons est encore discutée. On ne sait pas s'ils sont produits par des éjectas soulevés à partir des impacts sur Mars, ou s'ils résultent du régolithe de la surface, ou sol, glissant dans les fissures internes.

Dans cette image, au moins deux familles des sillons avec des orientations distinctes peuvent être vues avec un cratère ovale.

Les observations en stéréo (résolution de 3.7 m/pixel) sont importantes pour l'analyse structurale et elles seront employées pour dériver un modèle numérique de terrain (une carte en trois dimensions de la surface qui inclut des données d'altitude). Les canaux photométriques supplémentaires (à 7.4 m/pixel) permettent d'étudier les propriétés du régolithe de Phobos à des échelles allant du micron au millimètre.

Un défi opérationnel

La gestion des survols proches était un défi opérationnel, rendu possible par les ingénieurs et les scientifiques d'opérations du vaisseau spatial qui ont travaillé ensemble pour optimiser particulièrement la trajectoire de Mars Express et pour obtenir les meilleures vues.

L'observation s'est faite au moyen d'un pivotement du vaisseau spatial, une manoeuvre spéciale par laquelle le corps du vaisseau spatial s'est détourné de la direction du mouvement, pour abaisser effectivement la vitesse à laquelle la cible passe dans le champ visuel de l'appareil-photo. Ceci permet d'éviter le flou des images en dépit de la vitesse élevée du survol, tout en maintenant la durée d'exposition acceptable.

Le SRC (Super Resolution Channel) du HRSC a également observé pendant ce proche survol, avec une résolution nominale de 90 cm/pixel. Comme prévu, en dépit du pivotement, du flou résiduel de mouvement s'est glissé dans l'image, mais on s'attend à ce que beaucoup de détails soit récupérés après un traitement ultérieur.

Dans les jours précédents l'observation, le traqueur d'étoiles primaire - un dispositif de navigation qui aide le vaisseau spatial à diriger ses instruments exactement vers la cible - a eu quelques difficultés temporaires à identifier les constellations d'étoiles dans son champ visuel, laissant le vaisseau spatial opérer sur son système secondaire. Inquiet que ceci pouvait affecter cette observation critique, l'équipe de l'European Space Operations Centre (ESOC) de l'ESA à Darmstadt, Allemagne, a travaillé intensément pour récupérer le système primaire et a pu le recommuter avec succès deux jours avant le survol.

http://www.esa.int/esaCP/SEM5H48N9JF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Dans une étude de plus de 2000 galaxies spirales du plus grand recensement de galaxies effectué par le télescope spatial Hubble, les astronomes ont constaté que ce que l'on appelle les galaxies spirales barrées étaient nettement moins abondantes il y a 7 milliards d'années qu'elles ne le sont aujourd'hui, dans l'Univers local.

Les résultats de l'étude confirment l'idée que les barres sont un signe de galaxies atteignant la pleine maturité lorsque les "années de formation" se terminent. Les observations font partie du Cosmic Evolution Survey (COSMOS).

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/29

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-O23 et MPEC 2008-O24.

Les comètes C/2008 L6 et L7 semblent être membres du groupe Kracht 2, et Rainer Kracht suggère qu'elles représentent un retour de la comète C/2002 R5.

La comète C/2008 L11 appartient au groupe de Meyer, les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 L6 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 L7 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 L8 (SOHO) Michele Mazzucato

C/2008 L9 (SOHO) Masanori Uchina, Bo Zhou

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08O23.html (MPEC 2008-O23)

C/2008 L10 (SOHO) Masanori Uchina

C/2008 L11 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 L12 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 L13 (SOHO) Michal Kusiak

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08O24.html (MPEC 2008-O24)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Pour la première fois, des observations à très haute résolution angulaire d'une nova, seulement 11 jours après son maximum d'intensité, ont pu être réalisées par une équipe internationale de chercheurs menée notamment par Olivier Chesneau, astronome au Laboratoire Fizeau. Ces observations d'une des novae les plus brillantes de ces 35 dernières années, V1280 Scorpii, ont été menées sur les instruments de recombinaison interférométrique AMBER et MIDI, installés sur le Very Large Telescope Interferometer (VLTI) au Chili, et font l'objet d'un article publié le 24 juillet dans la revue Astronomy & Astrophysics.

Une nova apparaît, quand les réactions nucléaires en périphérie du coeur d'une étoile quasi-éteinte, une naine blanche, se rallument brusquement sous l'effet d'une accumulation de matière « volée » à un compagnon proche. V1280 Scorpii est une nova découverte le 4 février 2007, dont la luminosité s'est lentement accru pendant 12 jours pour atteindre la magnitude 3,7 et devenir ainsi une des novæ les plus brillantes de ces 35 dernières années, visible depuis l'Europe et le Chili. Quelques jours seulement après avoir atteint son maximum, V1280 Sco disparait… son éclat a brutalement diminué d'un facteur supérieur à 10000 dans le visible, soit plus de 10 magnitudes ! Mais dans le même temps, la nova est devenue considérablement plus brillante dans l'infrarouge, signature d'une grande quantité de poussière se formant à un rythme soutenu dans les éjecta. Cette poussière chaude (T 1700°) constitue en effet un écran très efficace à toute émission dans le visible, et réémet une grande partie du flux lumineux intercepté dans l'infrarouge. Comment une telle quantité de poussière peut-elle se former autour d'une étoile en pleine explosion thermonucléaire ?

Pour tenter de mieux comprendre ce phénomène, la nova V1280 Sco est observée pendant plus de 5 mois entre février et juin 2007 par le VLTI, géré par l'ESO (European Southern Observatory). Ces observations sont conduites avec les instruments AMBER, qui recombine la lumière provenant de 3 télescopes dans l'infrarouge proche et MIDI, recombinant la lumière de deux télescopes dans l'infrarouge thermique, en utilisant les télescopes de 8 m et ceux de 1.80 m. La première observation d'AMBER, conduite seulement 11 jours après le maximum de luminosité, avant que de la poussière ne soit formée, montre que la taille apparente du coeur de la nova représente moins de 1 milliseconde d'angle (mas), soit une taille inférieure à celle d'un grain de sable vu à 100km ! Quelques jours plus tard, la nova disparait dans son écran de poussière et une mesure effectuée conjointement par AMBER et MIDI permet de mesurer directement le diamètre apparent de la coquille de poussière en expansion. Résultat : cette coquille constamment enrichie de nouvelles poussières, avec un diamètre apparent de 13 mas est bien plus étendue que le cœur et sa vitesse d'expansion est de 2 millions km/h ! Au total, cette naine blanche d'une taille similaire à celle de la Terre, a éjecté plus de 30 masses terrestres de plasma et de gaz lors de son explosion, soit l'équivalent des masses d'Uranus et Neptune réunies ! Quant à la poussière, pourtant si brillante dans l'infrarouge, elle ne représente qu'une fraction inférieure à 1% de la masse totale.

Ces observations interférométriques sont une première car en combinant la vitesse d'expansion apparente de la coquille (0,35mas/jour) à des mesures spectroscopiques, elles permettent d'estimer la distance de cette explosion thermonucléaire à 5000 années-lumières. Grâce à des données spectroscopiques et photométriques complémentaires obtenues par le télescope indien du Mont Abu, les astronomes proposent une modélisation physique de la couche de poussière en tenant compte de sa distance, son rayon, son épaisseur, sa composition chimique ainsi que sa température. De plus, la variation du taux de formation de la poussière a pu être corrélée avec un sursaut de la courbe de lumière, mettant en évidence le caractère instable du phénomène. La mise en service d'instrument de 2^ème génération du VLTI, tel MATISSE qui recombinera les faisceaux provenant de 4 télescopes, devrait permettre d'observer de manière plus complète encore ce type de phénomènes.

Référence :

VLTI monitoring of the dust formation event of the Nova V1280 Sco, (Astronomy & Astrophysics, 07/08), O. Chesneau, D. Banerjee, F. Millour, N. Nardetto, A. Spang, S. Sacuto, M. Wittkowski, N. M. Ashok, R. K. Das, Ch. Hummel, S. Kraus, E. Lagadec, S. Morel, M. Petr-Gotzens, F. T. Rantakyro, M. Schöller.

Source : http://fizeau.unice.fr/article.php3?id_article=189

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-22-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe de scientifiques européens travaillant avec CoRoT a découvert une exoplanète orbitant une étoile légèrement plus massive que le Soleil. Après juste 555 jours en orbite, la mission a maintenant observé plus de 50.000 étoiles et enrichi significativement notre connaissance du fonctionnement fondamental des étoiles.

La dernière découverte, CoRoT-exo-4b est une exoplanète de taille à peu près identique à celle de Jupiter. Elle met 9.2 jours pour orbiter autour de son étoile, la plus longue période pour n'importe quelle exoplanète en transit jamais trouvée.

Crédit : CoRoT exo-team

L'équipe a constaté que l'étoile, qui est légèrement plus grande que notre Soleil, tourne au même rythme que la période de révolution de la planète . C'est tout à fait une surprise pour l'équipe, car la planète est vraisemblablement si faible en masse et trop éloignée de son étoile, pour que l'étoile ait n'importe quelle influence majeure sur sa rotation.

Lancée en Décembre 2006, CoRoT est la première mission basée dans l'espace conçue pour rechercher des exoplanètes. Localisé à l'extérieur de l'atmosphère terrestre, le satellite est conçu pour détecter les exoplanètes rocheuses presque aussi petites que la Terre. Le satellite utilise les transits, les minuscules baisses de luminosité d'une étoile quand une planète passe devant elle, pour détecter et étudier les planètes. Ceci est suivi par des observations étendues au sol.

En surveillant CoRoT-exo-4b sans interruption sur plusieurs mois, l'équipe a dépisté des variations de son éclat entre les transits. Ils ont dérivé sa période de rotation en surveillant les taches foncées sur sa surface.

On ne sait pas si CoRoT-exo-4b et son étoile ont toujours tourné dans un mouvement synchronisé depuis leur formation il y a environ un milliard d'années, ou si la rotation de l'étoile s'est synchronisée plus tard. Étudier de tels systèmes avec CoRoT aident les scientifiques à acquérir une idée valable dans les interactions étoiles-planètes.

C'est la première exoplanète en transit trouvée avec une combinaison si particulière de masse et de période de la rotation. Il y a sûrement quelque chose de spécial dans la façon dont elle s'est formée et a évolué.

Le suivi au sol de la détection de CoRoT-exo-4b a été effectué avec le spectrographe SOPHIE sur le télescope de 1.8 m à l'Observatoire de Haute Provence (France), l'instrument HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) sur le télescope de 3.6 m à l'Observatoire de La Silla (Chili) et le spectrographe UVES sur le VLT (Very Large Telescope) de 8.2 m de Paranal (Chili), le télescope de 1 m du Wise Observatory en Israël, le télescope Euler de 1 m à La Silla, et le télescope Canada-France-Hawaï de 3.6 m.

http://www.esa.int/esaSC/SEMSIFXIPIF_index_0.html

http://exoplanet.eu/planet.php?p1=CoRoT-Exo-4&p2=b

http://fr.arxiv.org/abs/0807.3767

http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jul08/corot.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les observations de quasars par le VLT réconcilient les observations avec les modèles.

Les quasars sont les brillants noyaux de galaxies éloignées, au cœur desquelles se trouvent les trous noirs supermassifs qui peuvent générer assez de puissance pour éclipser le Soleil un billion de fois. Ces puissantes sources d'énergie sont alimentées par du gaz interstellaire, pensé être aspiré dans le trou d'un "disque d'accrétion" l'entourant. Un papier dans l'édition de cette semaine de la revue Nature, en partie basé sur les observations collectées avec le Very Large Telescope de l'ESO, vérifie une prévision de longue date sur l'intense rayonnement lumineux émis par ces disques d'accrétion.

"Les astronomes ont été surpris par le fait que les meilleurs modèles de ces disques pourraient ne pas être pas tout à fait conciliables avec quelques-unes des observations, en particulier, avec le fait que ces disques ne semblent pas aussi bleu qu'ils devraient l'être", explique l'auteur principal Makoto Kishimoto.

Un tel écart pourrait être le signal qu'il y avait quelque chose qui ne va pas avec les modèles. Avec ses collègues, il a enquêté sur cet écart en étudiant la lumière polarisée de six quasars. Cela leur a permis de démontrer que le spectre du disque est bleu comme prévu.

"La difficulté essentielle d'observation a été que le disque est entouré par un beaucoup plus grand tore contenant de la poussière chaude, dont la lumière éclipse en partie celle du disque", dit Kishimoto. "Parce que la lumière provenant du disque est dispersée dans le disque à proximité et donc polarisée, en observant seulement la lumière polarisée des quasars, on peut découvrir la lumière enfouie du disque."

De la même manière que le pêcheur devrait porter des lunettes de Soleil polarisées pour l'aider à se débarrasser des reflets de la surface de l'eau et lui permettre de voir plus clairement sous l'eau, le filtre sur le télescope a permis aux astronomes de voir, au-delà des nuages environnants de poussières et de gaz, la couleur bleue du disque dans l'infrarouge.

Les observations ont été faites avec les instruments FORS et ISAAC sur l'un des Télescopes d'Unité de 8.2-m du Very Large Telescope de l'ESO, situé dans le désert d'Atacama, au Chili, ainsi qu'avec plusieurs autres télescopes, y compris le STFC de l'UKIRT.

L'image standard du disque d'accrétion est donc justifiée. Les auteurs estiment que de nouvelles mesures pourraient éventuellement fournir de précieux renseignements sur comment et où se termine le disque, et comment la matière est apportée vers le disque.

"The characteristic blue spectra of accretion disks in quasars as uncovered in the infrared," par Makoto Kishimoto et autres, apparaît dans l'édition du 24 Juillet 2008 de la revue Nature. L'équipe est composée de Makoto Kishimoto (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Germany), Robert Antonucci, Omer Blaes, et Christian Leipski (University of California, Santa Barbara, USA), Andy Lawrence (SUPA, University of Edinburgh, UK), Catherine Boisson (LUTH, Observatoire de Paris, France), et Marcus Albrecht (Universidad Catolica del Norte, Chile).

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-21-08.html

http://www.mpg.de/english/illustrationsDocumentation/documentation/pressReleases/2008/pressRelease200807231/index.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Treize nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-M13, MPEC 2008-O15 et MPEC 2008-O16.

Les comètes C/2008 K8 appartient au groupe de Meyer, la comète C/2008 K10 n'appartient à aucun groupe connu, toutes les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 K1 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 K2 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 K3 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 K4 (SOHO) Rob Matson

C/2008 K5 (SOHO) Michal Kusiak

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08M13.html (MPEC 2008-M13)

C/2008 K6 (SOHO) Hua Su

C/2008 K7 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 K8 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 K9 (SOHO) Jiangao Ruan

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08O15.html (MPEC 2008-O15)

C/2008 K10 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 K11 (SOHO) Guoyou Sun

C/2008 L4 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 L5 (SOHO) Hua Su

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08O16.html (MPEC 2008-O16)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale d'astronomes, comprenant le Dr. Adam S. Bolton (University of Hawaii's Institute for Astronomy), a récemment annoncé une conclusion qui aide à régler un débat de longue date sur le rapport entre la masse (la quantité de matière) et la luminosité (éclat) dans les galaxies.

L'équipe a réalisé ce résultat en compilant la plus grande collection simple de 70 galaxies « lentilles gravitationnelles » en tout. Une lentille gravitationnelle est un phénomène semblable à un mirage terrestre, mais il se produit sur une échelle de beaucoup de milliers d'années-lumière.

Crédit : A. Bolton (UH/IfA) for SLACS and NASA/ESA

Quand deux galaxies s'avèrent être précisément alignées entre elles dans le ciel, le champ gravitationnel de la galaxie plus proche déforme l'image de la galaxie plus éloignée dans des images en forme d'arcs ou même dans un anneau complet, connu sous le nom de « anneau d'Einstein. »

Ces images d'anneau d'Einstein peuvent être jusqu'à 30 fois plus lumineuses que serait l'image de la galaxie éloignée en l'absence de l'effet de lentille.

La découverte représente le couronnement de l'étude Sloan Lens ACS (ou SLACS). Les lentilles gravitationnelles ont été à l'origine identifiées en utilisant les données du Sloan Digital Sky Survey, un projet important qui a utilisé un télescope dédié de 2.5 mètres au Nouveau Mexique pour mesurer les distances précises de presque un million de galaxies éloignées et de quasars dans un quart du ciel entier.

Pour observer et mesurer les détails des images d'anneaux d'Einstein, les astronomes de SLACS ont ensuite tiré profit de l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) à bord du télescope spatial Hubble, qui fournit des images d'une finesse inégalée.

« La collection de lentilles de SLACS est particulièrement influente pour la science, » commente Bolton, auteur principal de deux articles décrivant ces derniers résultats, qui seront publiés dans Astrophysical Journal en Août et Septembre.

« Pour chaque lentille, nous avons mesuré les tailles apparentes des anneaux d'Einstein sur le ciel en utilisant les images de Hubble, et nous avons mesuré les distances aux deux galaxies de la paire alignée en utilisant les données Sloan. En combinant ces mesures, nous pouvions déduire la masse de la galaxie la plus proche. »

Dans d'autres études de lentilles de cette ampleur, les distances aux lentilles et galaxies d'arrière-plan - et par conséquent la masse des galaxies lentilles - n'ont pas été mesurées avec précision.

En considérant ces masses de galaxies avec des mesures de leurs tailles, éclats, et vitesses stellaires, les astronomes du SLACS pouvaient impliquer la présence « de la matière foncée » en plus des étoiles visibles dans les galaxies.

La matière foncée est le matériel mystérieux et non visible qui représente la majorité de la matière dans l'Univers. Et avec un tel grand nombre de galaxies lentilles à travers un éventail de masse, ils ont constaté que la fraction de matière foncée par rapport aux étoiles augmente systématiquement en allant des galaxies de masse moyenne vers les galaxies de haute masse.

L'existence de lentilles gravitationnelles a été prévue la première fois par Albert Einstein dans les années 1930, mais le premier exemple n'a pas été découvert avant la fin des années 1970. En 30 ans depuis lors, beaucoup plus de lentilles ont été découvertes, mais leur potentiel scientifique a été limité par l'assortiment disparate des exemples connus.

L'étude SLACS a sensiblement changé cette situation en découvrant un grand échantillon et uniformément sélectionné de fortes galaxies lentilles. La collection de SLACS promet de former la base de beaucoup d'autres études scientifiques.

http://www.ifa.hawaii.edu/info/press-releases/Bolton7-08/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

XMM-Newton a découvert une étoile variable dans la Voie lactée. Habituellement ce serait important en soi, mais cette fois il y a une tournure spéciale. Les calculs prouvent que l'explosion a du être clairement visible à l'oeil nu mais a été manquée par les légions d'observateurs d'étoiles autour de la planète.

Le 09 Octobre 2007, l'observatoire orbital XMM-Newton de rayons X se tournait d'une cible à l'autre. Lorsqu'il faisait cela, il est passé par une source lumineuse de rayons X que personne n'attendait. La source n'était répertoriée dans aucun catalogue précédent de rayons X, pourtant XMM-Newton recevait environ 50 rayons X chaque seconde de cet objet mystérieux.

Le seul objet céleste que l'équipe de XMM-Newton a pu trouver à cet endroit était une étoile faible, connue seulement par son numéro de catalogue USNO-A2.0 0450-03360039. Agissant rapidement, Andy Read de l'Université de Leicester et Richard Saxton de l'European Space Astronomy Centre (ESAC) de l'ESA, en Espagne, se sont arrangés pour qu'un télégramme astronomique soit distribué à travers l'Internet, informant d'autres astronomes de la source nouvellement découverte de rayons X.

Les astronomes à l'aide du télescope Magellan-Clay de 6.5 m à l'Observatoire de Las Campanas au Chili, ont constaté qu'USNO-A2.0 0450-03360039 s'était nettement illuminée par plus de 600 fois. L'analyse de la lumière de la source entraînait qu'ils pouvaient classifier l'objet comme une nova.

Les novae se produisent quand une étoile compacte, appelée une naine blanche, s'alimente du gaz d'une étoile compagnon voisine. Quand suffisamment de gaz s'accumule sur la naine blanche, une réaction nucléaire commence à libérer de grandes quantités d'énergie, incitant la naine blanche à augmenter rapidement en éclat.

Mais il y avait un mystère. L'explosion incandescente ne libère pas immédiatement des rayons X ; le nuage en expansion de débris créé dans la détonation les masque temporairement. Lorsque celui-ci se dégage, les rayons X brillent à travers. Aussi, pour que XMM-Newton voie cette nova, l'explosion doit avoir eu lieu de nombreux jours avant. Cependant, personne n'a rapporté l'avoir vu.

Habituellement, les astronomes amateurs zélés et les professionnels trouvent des novae en balayant régulièrement le ciel de nuit pour les étoiles qui s'illuminent soudainement. Celle-ci, semble t'il, avait glissé à travers les mailles du filet. Saxton a contacté le projet d'étude robotique ASAS et leur a demandé de vérifier leurs données. Ils ont trouvé la nova. Elle avait eu lieu le 05 Juin 2007 et avait été clairement visible, même à l'oeil nu.

"Quelqu'un qui serait sorti dehors cette nuit-là et aurait regardé vers la constellation de la Poupe (Puppis) l'aurait vue," note Saxton.

Le nova est maintenant officiellement désignée V598 Puppis et est une des plus lumineuses sur presque une décennie, et ironie du sort, elle n'a pas été repérée pendant son brillant pic. Comme les nouvelles d'elle se répandaient, l'effort global pour traquer sa lumière diminuante est devenu intense. "Soudainement il y avait toutes ces données rassemblées au sujet de l'étoile. Pour le travail d'étoile variable comme ceci, la contribution de la communauté d'amateur peut être au moins aussi importante que celle des professionnels," indique Read.

Grâce à XMM-Newton, cette histoire a une fin heureuse, mais elle incite les astronomes à se demander s'il y a d'autres découvertes qui sont également passées inaperçues.

Notes :

Cette nova a été découverte dans l'étude groupée de XMM-Newton ; un traitement systématique des données prises pendant que le satellite se déplace entre les objets. Jusqu'ici, l'étude a couvert 30% du ciel et a produit un catalogue de 7700 sources de rayons X qui a été communiqué au public.

La découverte d'étude groupée de XMM-Newton de la nova XMMSL1 J070542.7-381442 par Read et d'autres est publiée dans Astronomy and Astrophysics.

Le premier catalogue d'étude groupée de XMM-Newton : XMMSL1 par Saxton et d'autres est publié dans Astronomy and Astrophysics.

http://www.esa.int/esaSC/SEMH9HWIPIF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Deep Impact a créé une vidéo de la Lune transitant (passant devant) la Terre comme les voit le vaisseau spatial éloigné de 50 millions de kilomètres. Les scientifiques utilisent la vidéo pour développer des techniques pour étudier les mondes étrangers.

"En faisant une vidéo de la Terre de si loin aide à la recherche d'autres planètes abritant la vie dans l'Univers en donnant un aperçu de la façon dont un monde étranger et éloigné comme la Terre nous apparaîtrait," commente l'astronome Michael A'Hearn (University of Maryland), investigateur principal pour la mission prolongée Deep Impact, appelée Epoxi.

Crédit : Donald J. Lindler, Sigma Space Corporation/GSFC; EPOCh/DIXI Science Teams

Deep Impact est entrée dans l'histoire quand l'équipe de la mission a dirigé un compacteur du vaisseau spatial sur la comète Tempel 1 le 04 Juillet 2005. La NASA a récemment prolongé la mission, réorientant le vaisseau spatial pour un survol de comète Hartley 2 le 04 Novembre 2010.

Epoxi est une combinaison des noms pour les deux composants prolongés de la mission : une recherche des planètes étrangères (extrasolaires) pendant le voyage vers Hartley 2, appelé Extrasolar Planet Observations and Characterization (EPOCh), et le survol de la comète Hartley 2, appelé Deep Impact eXtended Investigation (DIXI).

Pendant une pleine rotation de la Terre, les images obtenues par Deep Impact à une cadence de 15 minutes ont été combinées pour faire une vidéo couleur. Durant la vidéo, la Lune entre dans la frame (en raison de son mouvement orbital) et passe devant la Terre, puis sort du cadre. D'autres vaisseaux spatiaux ont imagés la Terre et la Lune depuis l'espace, mais Deep Impact est le premier à montrer un transit de Terre avec assez de détails pour voir de grands cratères sur la Lune et les océans et les continents sur la Terre.

"Pour imager la Terre d'une façon similaire, une civilisation étrangère aurait besoin de technologie bien au-delà de ce que les terriens peuvent même rêver construire, » note Sara Seager, théoricien planétaire au MIT (Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, Massachusetts), et co-investigateur sur Epoxi. « Néanmoins, les télescopes spatiaux pour la caractérisation de planètes à l'étude par la NASA pourraient observer une jumelle de la Terre comme un simple point de lumière -- un point dont l'éclat total change avec le temps pendant que les différents masses de terres et océans tournent dans et hors de la vue. La vidéo nous aidera à relier un point variable de lumière planétaire aux océans, aux continents, et aux nuages en-dessous -- et trouver des océans sur les planètes extrasolaires signifie identifier des mondes potentiellement habitables." ajoute Seager.

"Notre vidéo montre quelques dispositifs spécifiques qui sont importants pour des observations de planètes comme la Terre satellisant d'autres étoiles," commente Drake Deming (Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md.). Deming est investigateur adjoint principal pour Epoxi, et mène les observations EPOCh.  "Un 'reflet du Soleil' peut être vu dans le film, provoqué par la lumière réfléchie des océans de la Terre, et des reflets semblables observés de planètes extrasolaires pourraient indiquer des océans étrangers. Aussi, nous avons utilisé la lumière infrarouge au lieu de la lumière rouge normale pour faire les images composées en couleur, et cela rend les masses terrestres beaucoup plus visibles." Cela se produit parce que les plantes se reflètent plus fortement dans le proche infrarouge, explique Deming. Par conséquent la vidéo illustre le potentiel pour détecter les masses de terres végétales sur les planètes extrasolaires en recherchant des variations dans l'intensité de leur lumière proche infrarouge pendant que la planète tourne.

http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/epoxi_transit.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette séquence d'images du télescope spatial Hubble offre une vue sans précédent du jeu de Pac-Man planétaire entre les trois taches rouges regroupées dans l'atmosphère de Jupiter. La série chronologique montre le passage de "Red Spot Jr." dans une bande de nuages au-dessous (sud) de la Grande Tache Rouge (GRS).

"Red Spot Jr." est apparu pour la première fois sur Jupiter au début de 2006, quand une tempête précédemment blanche est devenue rouge. C'est la deuxième fois, depuis le virage au rouge, qu'elle dépasse sa grand soeur apparemment indemne. Mais ce n'est pas le sort de "bébé tache rouge", qui se trouve dans la même bande de latitude que GRS. Cette nouvelle tache rouge est apparue pour la première fois au début de cette année. Le bébé tache rouge est toujours plus proche de la GRS dans cette séquence d'images jusqu'à ce qu'il soit pris dans la rotation anticyclonique de la GRS. Dans l'image finale la tache bébé est déformée et de couleur pâle et a été détournée vers la droite (est) de la GRS.

Ces trois images de Jupiter en couleurs naturelles ont été faites à partir des données acquises les 15 Mai, 28 Juin, et 08 Juillet 2008, par la Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2008/27/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Mars a accueilli autrefois de vastes lacs, des fleuves débordants et une série d'autres environnements humides qui ont eu le potentiel de favoriser l'apparition de la vie, selon deux nouvelles études basées sur des données de l'instrument CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) et d'autres instruments à bord de Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

"La grande surprise de ces nouveaux résultats est comment l'eau sur Mars était envahissante et durable, et combien étaient divers les environnements humides," commente Scott Murchie, l'investigateur principal de CRISM au Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL), Laurel, Md.

Une étude, publiée dans l'édition du 17 Juillet de Nature, montre que de vastes régions d'anciennes montagnes de Mars -- qui couvrent environ la moitié de la planète -- contiennent des minerais d'argile, qui peuvent se former seulement en présence de l'eau. Les laves volcaniques ont recouvert les régions riches en argile au cours des périodes suivantes et plus sèches de l'histoire de la planète, mais les cratères d'impact les ont exposées plus tard à des milliers d'endroits à travers la planète.

Les minerais argileux, des phyllosilicates, conservent un enregistrement de l'interaction de l'eau avec des roches remontant à ce qui s'appelle la période Noachian de l'histoire de Mars, il y a environ 4.6 milliard à 3.8 milliards d'années. Cette période correspond aux premières années du Système solaire, quand la Terre, la Lune et Mars ont subi un bombardement cosmique par des comètes et des astéroïdes. Les roches de cet âge ont été en grande partie détruites sur Terre par la tectonique de plaques ; elles sont préservées sur la Lune, mais n'ont été jamais exposées à l'eau liquide. Les roches contenant des phyllosilicates sur Mars conservent donc un enregistrement unique des environnements d'eaux liquides -- probablement appropriés pour la vie -- dans le jeune Système solaire.

"Les minerais actuels dans la croûte ancienne de Mars montrent une variété d'environnements humides," commente John Mustard (Brown University, Providence, R.I.), membre de l'équipe de CRISM, et auteur principal de l'étude de Nature. "Dans la plupart des endroits les roches sont légèrement altérées par l'eau liquide, mais dans quelques endroits elles ont été si altérée que beaucoup d'eau a du s'écouler à travers les rochers et le sol. C'est vraiment passionnant parce que nous trouvons des douzaines d'emplacements où les futures missions peuvent débarquer pour comprendre si Mars était habitable et si oui, pour rechercher des signes de la vie passée."

Une autre étude, publiée dans l'édition du 02 Juin de Nature Geosciences, constate que les conditions humides ont persisté pendant longtemps. Des milliers à des millions d'années après que les argiles se soient formés, un système des canaux fluviaux les ont érodés hors des montagnes et les ont concentrées dans un delta où le fleuve s'est vidé dans un lac de cratère légèrement plus grand que Lake Tahoe en Californie, d'environ 40 kilomètres de diamètre. "La distribution des argiles à l'intérieur de l'ancien lit du lac montre que l'eau stagnante doit avoir persistée pendant des milliers d'années," note Bethany Ehlmann (Brown University), autre membre de l'équipe de CRISM et auteur principal de l'étude du lac antique dans le cratère Jezero. "Les argiles sont merveilleux pour piéger et préserver de la matière organique, aussi si la vie existait dans cette région, il y a une possibilité que sa chimie soit préservée dans le delta."

La combinaison de la haute résolution spatiale et spectrale de CRISM - meilleure que n'importe quel spectromètre de formation d'images précédent envoyé vers Mars - indique des variations dans les types et compositions des minerais de phyllosilicate. En combinant des données de CRISM et du CTX (Context Imager) et de HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) de Mars Reconnaissance Orbiter, l'équipe a identifié trois principales classes de minerais liés à l'eau datant de la première période du Noachian : phyllosilicates aluminium, silice hydratée ou opale, et phyllosilicates fer/magnésium plus communs et plus répandus. Les variations de minerais suggèrent que différents processus, ou différents types d'environnements aqueux, les ont créés."Notre équipe entière transforme nos résultats en une liste d'emplacements où les futures missions pourraient débarquer pour rechercher la chimie organique et peut-être déterminer si la vie a jamais existé sur Mars," dit Murchie (Johns Hopkins University/Applied Physics Laboratory).

http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2008/080716.asp

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les scientifiques et les ingénieurs préparent Mars Express pour une paire de survols rapprochés de la lune martienne Phobos. Passant à moins de 100 kilomètres de la surface, Mars Express effectuera certaines des investigations les plus détaillées sur la lune jusqu'ici.

La série de survols aura lieu entre les 12 Juillet et 03 Août. Au cours de la deuxième rencontre, le vaisseau spatial volera à moins de 273 kilomètres de la surface. Six jours plus tard, Mars Express s'approchera à près de 97 kilomètres.

Bien que la planète rouge elle-même ait été étudiée en détail, très peu est connu au sujet des origines de ses lunes, Phobos et Deimos. On ne sait pas très bien si les lunes sont réellement des astéroïdes qui ont été capturés par la pesanteur de Mars et ne sont jamais partis de son orbite. Une autre possibilité est que Phobos et Deimos sont des planétésimaux réellement survivants, des corps qui ont formé les planètes du Système solaire. Elles peuvent également être des restes d'un impact d'un grand objet sur Mars.

Lorsque Mars Express se rapprochera de Phobos, les données recueillies aideront les scientifiques à répondre à ces questions.

Mars Express a volé près de Phobos dans le passé, mais c'est la première fois que le vaisseau spatial sera à moins de 100 kilomètres de la lune. Pour réaliser cette proximité à Phobos, les ingénieurs d'opérations du vaisseau spatial et les scientifiques ont travaillé ensemble pour optimiser la trajectoire de Mars Express pour obtenir des résultats scientifiques optimum - ce n'est pas le cas pour des survols de routine.

Lorsqu'il passera à une distance de 97 kilomètres, Mars Express imagera des secteurs de Phobos qui jamais n'ont été aperçus auparavant. L'instrument HRSC (High-Resolution Stereo Camera) à bord de la navette spatiale prendra des photos de la surface de la lune avec la résolution la plus élevée possible, en couleurs, et en 3-D.

Les données obtenues seront ajoutées à un modèle numérique de terrain (DTM). Ce DTM aidera les scientifiques à visualiser comme ce qu'il serait de se tenir debout sur la surface de la lune par le calcul de sa topographie, ou l'élévation de sa surface.

L'appareil-photo peut également capturer une image de la plateforme d'atterrissage prévue pour la mission Phobos-Grunt de la Russie, dont le lancement est attendu en 2009. Les manoeuvres exigées pour observer cet emplacement sont un défi opérationnel, et l'activité comporte la collaboration étroite entre les scientifiques de mission de l'ESA, l'équipe de contrôle de vol et les spécialistes en dynamique de vol.

Le spectromètre de cartographie minéralogique visible et infrarouge, OMEGA, le spectromètre Fourier planétaire, PFS, et le spectromètre atmosphérique ultraviolet et infrarouge, SPICAM, recueilleront également des détails sur la composition de la surface, la géochimie et la température de Phobos.

Le radar avancé de Mars pour le sondage de la sous-surface et l'ionosphère (MARSIS) collectera des informations pendant deux survols (les 23 et 28 Juillet) sur la topographie de la surface de la lune et sur la structure de son intérieur.

L'analyseur d'atomes neutres énergiques, ASPERA étudiera l'environnement autour de Phobos, en particulier le plasma qui entoure la lune et également l'interaction de la lune avec le vent solaire.

Pendant le deuxième survol, tous les efforts seront concentrés sur la détermination avec précision de la masse de la lune avec l'expérience Mars Radio Science (MaRS).

Les survols à venir

http://www.esa.int/esaSC/SEMVGAWIPIF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une concurrente pour le titre de l'étoile la plus brillante dans notre galaxie de la Voie lactée a été dénichée dans le coeur poussiéreux du centre de la galaxie.

Surnommé "étoile nébuleuse Pivoine," le brillant bulbe stellaire a été révélé par le télescope spatial Spitzer et d'autres télescopes au sol. Il luit avec la lumière d'environ 3,2 millions de soleils.

L'étoile championne la plus brillante règnante est Eta Carina, avec une énorme puissance solaire de 4,7 millions de soleils. Mais, selon les astronomes, il est difficile de déterminer exactement l'éclat, ou la luminosité, pour ces brûlantes étoiles, aussi elles pourraient potentiellement briller avec une quantité semblable de lumière.

"L'étoile nébuleuse Pivoine est une fascinante créature. Elle semble être la deuxième plus brillante étoile que nous connaissons maintenant dans la galaxie, et elle est située profondément dans le centre de la galaxie", a déclaré Lidia Oskinova (Potsdam University, Allemagne). "Il y a probablement d'autres étoiles tout aussi brillantes, si ce n'est pas plus brillantes, dans notre galaxie qui restent cachées à la vue." Oskinova est le principal investigateur pour la recherche et le deuxième auteur d'un papier figurant dans un prochain numéro de la revue Astronomy and Astrophysics.

Les scientifiques connaissaient déjà l'étoile nébuleuse Pivoine, mais en raison de son emplacement dans l'abri de poussières du noyau central de notre galaxie, sa luminosité extrême n'avait pas été révélé jusqu'à présent. Les yeux infrarouges perçants de Spitzer peuvent voir directement dans le coeur de notre galaxie, dans des régions inaccessibles à la lumière visible. De même, les données infrarouges du NTT (New Technology Telescope) de l'ESO au Chili font partie intégrante dans le calcul de la luminosité de l'étoile nébuleuse Pivoine.

"L'astronomie infrarouge ouvre d'extraordinaires vues dans l'environnement de la région centrale de notre galaxie", a déclaré Oskinova.

Les plus brillantes étoiles dans l'Univers sont aussi les plus grosses. Les astronomes estiment que l'étoile nébuleuse Pivoine a débuté sa vie avec une masse imposante d'environ 150 à 200 fois celle de notre Soleil. Ces étoiles massives sont rares et intriguent les astronomes car elles repoussent les limites requises pour que les étoiles se forment. La théorie prédit que si une étoile commence trop massive, elle ne peut pas se maintenir et doit se diviser en étoiles doubles ou multiples à la place.

Non seulement l'étoile nébuleuse Pivoine est imposante, elle a également une large circonférence. Il s'agit d'un type d'étoile géante bleue appelée une étoile Wolf-Rayet, avec un diamètre d'environ 100 fois celui de notre Soleil. Cela signifie que cette étoile, si elle était placée là où est notre Soleil, s'étendrait sur environ l'orbite de Mercure.

Avec autant de masse, l'étoile se maintient à peine. Elle déverse une énorme quantité de matière stellaire sous forme de forts vents pendant sa relativement courte durée de vie de quelques millions d'années. Cette matière est poussée si fort par l'intense rayonnement de l'étoile que les vents accélèrent à environ 1.6 million de kilomètres par heure en quelques heures seulement.

En fin de compte, l'étoile nébuleuse Pivoine explosera dans une fantastique explosion de proportions cosmiques appelée une supernova. En fait, Oskinova et ses collègues indiquent que l'étoile est sur le point d'exploser bientôt, ce qui en termes astronomiques signifie n'importe quand à partir de maintenant jusqu'à des millions d'années dès maintenant.

"Lorsque cette étoile explosera, elle évaporera toutes les planètes en orbite autour des étoiles dans les environs", a ajouté Oskinova. "Plus loin de l'étoile, l'explosion pourrait déclencher la naissance de nouvelles étoiles."

En plus de l'étoile elle-même, les astronomes ont noté un nuage de poussières et de gaz, appelée une nébuleuse entourant l'étoile. L'équipe a surnommé ce nuage la nébuleuse Pivoine parce qu'il ressemble à la fleur.

"La nébuleuse a probablement été créée à partir du jet de poussières s'écoulant de la massive étoile nébuleuse Pivoine", a ajouté Andreas Barniske (Potsdam University), auteur principal de l'étude.

Wolf-Rainer Hamann, également de l'Université de Potsdam, est un autre co-auteur de l'étude et l'investigateur principal d'un programme Spitzer permettant cette recherche.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-13/release.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'abondance de l'oxygène dans le Soleil a été, pendant les 40 dernières années, très controversée, avec des hauts et des bas. Une équipe de chercheurs de l'Observatoire de Paris, en collaboration avec des astronomes étrangers, ont re-dérivé l'abondance de l'oxygène de la photosphère solaire. Ils se sont servis pour cela des meilleurs spectres disponibles du Soleil, et aussi d'un modèle réaliste à 3D, de l'hydrodynamique de l'atmosphère solaire, alors que les modèles traditionnels sont à 1D. Le modèle permet de dériver la structure en température 3D, et le champ de vitesses à la surface des couches où sont formées les raies spectrales. L'abondance d'oxygène qu'ils trouvent est en bien meilleur accord avec les mesures d'héliosismologie que ne le sont les travaux d'Asplund et al. (2004), mais l'abondance de l'oxygène est encore un peu trop basse pour sortir le Soleil de la "crise".

Etant si proche et si brillant par rapport aux autres étoiles, on pourrait penser que le Soleil n'a plus de secrets por nous. Naïvement, on pourrait croire que la composition chimique du Soleil est bien connue, au moins pour les éléments présents dans le spectre solaire, ou dans les météorites. Mais ce n'est pas le cas : pour plusieurs éléments il y a encore débat sur leur abondance solaire. Parmi eux, l'oxygène est l'exemple le plus important, et en conséquence un des éléments les plus étudiés.

Après l'hydrogène et l'hélium, l'oxygène est l'élément le plus abondant dans l'univers, et son abondance a été très étudiée, dand la Galaxie et bien au delà. Dans ces travaux, l'abondance de l'oxygène solaire est un étalon naturel. Cette abondance a de plus des répercussions importantes en physique solaire et stellaire. Par exemple, l'oxygène est l'élément qui contribue le plus à l'opacité de l'enveloppe convective du Soleil. L'oxygène a ainsi un impact direct sur la structure interne et l'évolution du Soleil, et des étoiles semblables. Pour autant, la détermination spectroscopique de l'abondance de l'oxygène dans la photosphère solaire n'est pas une tâche aisée : peu de raies atomiques sont disponibles dans le spectre solaire, et la plupart d'entre-elles sont mélangées à des raies d'autres éléments. Par ailleurs, l'abondance météoritique de l'oxygène ne peut pas être utilisée, car l'oxygène est un élément trop volatil, qui s'est condensé incomplètement dans le refroidissement de la proto-nébuleuse solaire. Beaucoup d'effort a été consacré à la détermination spectroscopique de l'abondance photosphérique de l'oxygène, sans que l'on ait atteint une convergence sur une valeur définitive.

Les déterminations de l'abondance solaire de l'oxygène sont montrées en Figure 1. Après une phase de « concordance » , l'abondance de l'oxygène a subi une chute sévère dans le dix dernières années. Cela a conduit Ayres et al. (2006) à remarquer, en plaisantant, que cette tendance aboutirait à ce que le Soleil n'ait plus d'oxgène vers 2015. Plaisanterie mise à part, une basse abondance de l'oxygène es incompatible avec la structure interne du Soleil déduite des observations d'héliosismologie.

Dans un effort pour contribuer à la controverse entre un abondance « haute » ou « basse » de l'oxygène , une équipe de chercheurs de l'Observatoire de Paris en collaboration avec d'autres ont redéterminé l'abondance photosphérique de l'oxygène solaire, indépendamment des déterminations antérieures. Pour ce faire, ils ont utilisé les meilleurs spectres solaires actuellement disponibles et employé un modèle hydrodynamique 3D de l'atmosphère solaire , calculé avec le code CO5BOLD. En contraste avec un modèle d'atmosphère traditionnel 1D, une simulation 3D, donne une description physique ab initio du transport convectif, et en conséquence, un modèle cohérent de la structure 3D en température et en champ de vitesses des couches superficielles solaires dans lesquelles les raies spectrales sont formées. Dans la Figure 2, le modèle CO5BOLD (moyenné horizontalement), ligne continue, est comparé à celui (3D) d'Asplund et al. (2004) , tirés, et au modèle semi-empirique (1D) d'Holweger-Müller (cercles). Le résultat de la présente analyse est une abondance de l'oxygène entre 8.73 et 8.79, encadrant la la valeur obtenue par Holweger (2001), et un peu supérieure à la valeur d'Asplund et al. (2004). Dans la Fig. 1, l'astérisque verte est la valeur de Holweger (2001), La bleue la valeur d' Asplund et al. (2004) et le point rouge, à contre-courant, la présente détermination.

L'analyse détaillée révèle que la baisse de l'abondance de de l'oxygène solaire d'environ 8.9 à celle d Holweger 8.73 est due à l'amélioration des données atomiques et la prise en compte des écarts à l'équilibre thermodynamique local. La décroissance supplémentaire donnée par Asplund et al. (2004) était attribuée à l'emploi d'un modèle hydrodynamiqe 3D du modèle solaire. Le présent travail ne confirme pas cette assertion. Pour les auteurs, l'abondance 3D est légèrement supérieure à celle obtenue par le modèle 1D correspondant. Les principales différences entre la présente analyse et celle d'Asplund et al. (2004) sont :

- les mesures de largeurs équivalentes des raies, qui sont supérieures dans la présente analyse

- les hypothèses dans le calcul des écarts à l'ETL, qui sont plus faibles ici

- une différence entre les deux modèles 3D (voir Fig. 2).

L'abondance solaire recommandée pour l'oxygène solaire est 8.76 , impliquant une métallicité dans l'intervalle Z = 0.014 - 0.016, dépendant du choix de l'abondance pour d'autre éléments comme le carbone et l'azote. Les auteurs considérent Z = 0.015 comme la valeur la plus probable, à comparer à celle d'Asplund et al. (2004) Z = 0.012 . Ces métallicités solaires obtenues par spectroscopie sont à confronter avec celles obtenues à partir de l'héliosismologie, telle que Z = 0.172 d'Antia & Basu (2006), ou Z = 0.016 de Basu & Antia (2008). La conclusion est que le présent résultat est en meilleur accord avec ceux de l'héliosismologie que ceux d' Asplund et al. (2004), mais que l'abondance solaire est encore un peu trop basse pour résoudre entièrement la « crise de l'oxygène ».

Référence

The photospheric solar oxygen project: I. Abundance analysis of atomic lines and influence of atmospheric models
Elisabetta Caffau (GEPI), Hans-G. Ludwig (GEPI, CIFIST), Matthias Steffen (AIP), Thomas R. Ayres (CASA), Piercarlo Bonifacio (GEPI, CIFIST, INAF-OAT), Roger Cayrel (GEPI), Bernd Freytag (CRAL), Bertrand Plez (GRAAL),
Astronomy & Astrophysics, in press

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jul08/oxy.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'instrument HRSC (High-Resolution Stereo Camera) à bord de Mars Express a renvoyé des images d'Echus Chasma, une des plus grandes régions de source d'eau sur la planète rouge.

Les données ont été acquises le 25 Septembre 2005. Les images sont centrées à environ 1° Nord et 278° Est et ont une résolution au sol d'approximativement 17 mètres par pixel.

Echus Chasma est incision d'approximativement 100 kilomètres de long et 10 kilomètres de large dans le nord du haut plateau Lunae Planum de Valles Marineris, le 'Grand Canyon' de Mars. Echus Chasma est la région de source d'eau de Kasei Valles, qui se prolonge à des milliers de kilomètres vers le nord, et sa partie la plus au sud.

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

Echus Chasma est bordée à l'ouest par le plateau d'Echus Chasma qui se trouve à environ 4 kilomètres au-dessus du plancher d'Echus Chasma. Sur le plateau sont des vallées profondément incisées qui se connectent à la vallée d'Echus Chasma.

Les images du plateau d'Echus Chasma montrent des vallées qui sont d'environ 10 kilomètres de long et de 1.000 mètres de profondeur. La vallée principale, Kasei Valles, est d'environ 4 kilomètres de profondeur. Les vallées plus petites proviennent du déversement d'eaux souterraines.

Une indication possible pour de l'activité volcanique dans le passé est un "dyke" d'environ 25 kilomètres de long en forme de faucille, au centre de l'image. Les dykes sont des formations rocheuses d'origine volcanique. Ils sont formés quand le magma se soulève à travers des fissures dans la roche à la surface ou pénètre des couches existantes de roche. La roche magmatique est habituellement résistante à la désagrégation et peut supporter l'érosion.

Deux cratères d'impact avec un diamètre d'approximativement 8 kilomètres sont localisé au sud-est du dyke. Le cratère ouest a été en partie érodé quand la vallée s'est formée. Une grande partie du cratère s'est effondrée dans la vallée et ses débris ont été enlevés.

Le matériel foncé montre un réseau des vallées incisées de couleur claire et peu profondes. Elles semblent similaires aux réseaux de drainage connus sur Terre.

Un escarpement de 4.000 mètres de haut marque le bord du secteur de source de Kasei Valles dans sa partie ouest. De gigantesques chutes d'eau pourrait avoir autrefois plongées de ces falaises sur le plancher de la vallée. Le littoral d'origine est encore partiellement visible. Le plancher remarquablement lisse de la vallée a été plus tard inondé par de la lave basaltique.

http://www.esa.int/esaSC/SEMI6BTHKHF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Imaginez avoir trois horloges dans votre maison, chacune sonnant à un moment différent. Les astronomes ont trouvé l'équivalent de trois « horloges » non synchronisées dans l'ancien amas ouvert d'étoiles NGC 6791. Selon les chercheurs, le dilemme peut fondamentalement remettre en cause la manière dont les astronomes estiment l'âge de l'amas.

En utilisant le télescope spatial Hubble pour étudier les plus faibles étoiles dans l'amas, les astronomes ont découvert trois groupes d'âges différents. Deux des populations sont des étoiles calcinées appelées naines blanches. Un groupe de ces restes stellaires à court d'énergie (cercles rouges) semble être âgé de 6 milliards d'années, l'autre (cercles bleus) semble être âgé de 4 milliards d'années. Les âges sont déphasés avec ceux des étoiles normales de l'amas, qui sont âgées de 8 milliards d'années.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/25

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

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Deux chercheurs du laboratoire CASSIOPEE (INSU-CNRS - Observatoire de la Côte d'Azur, Université de Nice) (1) en collaboration avec un chercheur de l'Université de Maryland (USA) (2) viennent de trouver par simulation numérique l'origine des astéroïdes binaires qui constituent 15% des deux populations d'astéroïdes, celle située entre Mars et Jupiter dans la Ceinture principale et celle croisant la trajectoire de la Terre. Un effet thermique est connu pour entraîner une augmentation de la vitesse de rotation d'un astéroïde. Lorsque celui-ci est un agrégat, l'accélération de sa rotation provoque un déplacement de matière des pôles vers l'équateur et un échappement de cette matière à l'équateur. Cette matière va de nouveau s'agréger pour former un satellite de l'astéroïde avec les propriétés observées. Ces travaux sont publiés dans la revue Nature du 10 juillet 2008.

Les astéroïdes binaires sont composés d'un corps central autour duquel tourne un petit satellite. Ces astéroïdes constituent 15% des populations des objets de la Ceinture Principale et des géocroiseurs, objets passant à proximité de la Terre. L'étude de la nature de la composition rocheuse de ces astéroïdes répond à une double problématique : mieux comprendre la structure des géocroiseurs qui nous "menacent", nous informer sur la composition initiale du Système Solaire que ces astéroïdes ont gardé en mémoire. L'existence d'astéroïdes binaires et leur origine peuvent nous révéler des informations sur les propriétés physiques de ces petits corps.

Ces astéroïdes doubles ont des propriétés bien caractéristiques : le corps central (dit "primaire") est en général presque sphérique, et le secondaire (le satellite) est sur une orbite presque circulaire autour du primaire. Des études montrent que des effets de marée peuvent casser un corps passant près d'une planète. Mais s'il y a formation d'un système binaire, d'une part ce système peut se déstabiliser rapidement lors d'un passage suivant, d'autre part la forme du primaire sera plutôt allongée, ce qui est contraire aux observations. Les effets de marée ne peuvent donc expliquer le fait que 15% des astéroïdes soient doubles avec un corps primaire de forme quasi-sphérique.

Dans l'article à paraître dans Nature le 10 juillet, les trois chercheurs montrent, par simulation numérique, qu'il existe un mécanisme très robuste pour former les astéroïdes binaires avec les bonnes propriétés : l'effet Yorp. Il s'agit d'un effet thermique, qui tient compte de l'éclairement du Soleil, de la forme de la surface de l'astéroïde, et du taux d'absorption du rayonnement par cette surface. Cet effet peut augmenter ou diminuer le taux de rotation des astéroïdes de taille kilométrique. Il a déjà été observé récemment sur deux astéroïdes géocroiseurs.

Les chercheurs ont donc simulé l'augmentation du taux de rotation d'un astéroïde due à cet effet, en représentant l'objet par un agrégat composé de sphères liées par gravité, hypothèse en accord avec différentes études et observations. Ils ont mis en évidence deux phénomènes lorsqu'un corps de ce type se met à tourner de plus en plus vite. Certaines particules descendent du pôle vers l'équateur et l'astéroïde perd de ces morceaux depuis son équateur, là où la force centrifuge est la plus élevée.

Ces particules, qui s'échappent, vont se réaccumuler pour former un satellite. Le primaire du fait de l'aplatissement de ses pôles, contrebalancé par l'échappement de matière au niveau de l'équateur, aura une forme approximativement sphérique. Les particules s'échappant, si elles sont constituées de matériaux suffisamment poreux, pourront se réaccumuler d'une manière stable. Le résultat final sera donc un astéroïde double, composé d'un primaire assez sphérique, d'un secondaire dont la taille par rapport à celle du primaire est similaire à celles observées, et dont l'orbite est aussi similaire aux observations. Le résultat final est même très similaire à l'image radar du binaire 1999 KW4.

L'effet YORP semble bien être à l'origine de la grande fraction des binaires observés. Mais ceci fait aussi apparaître que les objets binaires sont préférentiellement issus d'un agrégat, et non d'un monolithe, ce qui est en accord avec l'idée que ces astéroïdes sont poreux. Ceci a des implications fortes dans la définition des stratégies de défense pour faire face au risque d'impact. Un autre résultat très intéressant est que ce sont les particules de la surface du primaire, qui viennent du pôle et s'échappent de l'équateur, qui forment le secondaire. Ainsi on peut s'attendre à ce que la surface du primaire soit plus "fraîche" que celle du secondaire, comme si on lui enlevait sa première peau en laissant apparaître de la matière n'ayant pas subit d'interaction avec le milieu environnant. Ce serait donc très intéressant d'aller voir un tel objet, voir de récolter un échantillon, comme la mission Marco Polo en phase d'étude à l'Agence Spatiale Européenne se propose de le faire sur un astéroïde primitif, car ce serait une façon d'avoir des informations de sous- surface sans avoir à creuser !

Référence

"Rotational break-up as the origin of asteroid binaries", par Kevin Walsh, Derek C. Richardson, P. Michel. Nature, vol. 454, p.188 -191. 10 Juillet 2008.

Note(s)

1 - Kevin Walsh, boursier Post-Doctoral Poincaré à l'Observatoire de la Côte d'Azur (OCA, INSU) et Patrick Michel, Chargé de Recherches au CNRS, responsable du groupe de Planétologie de l'UMR Cassiopée (INSU-CNRS, OCA, Université de Nice-Sophia Antipolis).

2 - Derek C. Richardson, Professeur au Département d'Astronomie de l'Université de Maryland (USA)

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2647,fragmentation-par-rotation-origine-asteroides-binaires.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En mesurant le champ magnétique d'étoiles jumelles du Soleil, une équipe internationale d'astronomes comprenant des chercheurs du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse Tarbes (LATT : INSU-CNRS, Observatoire Midi-Pyrénées, Université Paul Sabatier), du Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA : INSU-CNRS, Observatoire de Paris, Universités Paris VI et VII) et du Max-Planck Institute for Solar-System Research (Katlenburg-Lindau) replace l'énigme magnétique solaire au sein du contexte plus riche des autres étoiles magnétiques. Pour ce faire, ils ont utilisé le spectropolarimètre NARVAL (1) installé au foyer du télescope Berrnard Lyot (2) au Pic du Midi. Ils ont détecté une structure du champ magnétique identique à celle du Soleil sur une étoile en tous points similaire à notre astre. Sur 3 autres étoiles ayant les mêmes caractéristiques que le Soleil mais des vitesses de rotation plus rapides, les lignes du champ magnétique changent de configuration en s'enroulant sous forme de tore autour de l'étoile, confirmant les modèles théoriques les plus récents. Ces résultats sont publiés dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Tout en étant l'étoile la plus proche de nous, le Soleil est encore loin d'avoir livré tous ses secrets aux astronomes. Quelle est l'origine de son champ magnétique, responsable de ses taches sombres et de ses violentes phases éruptives? Les multiples manifestations du Soleil magnétique se répercutent pourtant jusque dans l'environnement terrestre, en provoquant des phénomènes tels que les aurores boréales, ou des perturbations électriques et radioélectriques de grande ampleur.

Face à ces enjeux, l'observation d'autres étoiles peut apporter des contraintes observationnelles que le Soleil seul ne peut offrir. Le vaste laboratoire stellaire permet en effet d'utiliser les autres étoiles pour tester le comportement magnétique d'objets astrophysiques très similaires au Soleil, tout en gagnant la possibilité de faire varier certaines de leurs caractéristiques simples (masse, âge, vitesse de rotation) pour tester leur influence sur le champ magnétique créé. Cette nouvelle option est maintenant accessible aux astronomes grâce au spectropolarimètre NARVAL installé au foyer du télescope de 2m Bernard Lyot du Pic du Midi.

C'est ainsi que le champ magnétique de l'étoile 18 Sco a pu être étudié. Cette étoile, connue pour être le meilleur analogue du Soleil parmi les étoiles proches, est située à 46 années-lumières de nous, dans la constellation du Scorpion. Sa masse est identique à celle du Soleil, de même que sa luminosité et son âge, estimé à 4 milliards d'années environ. La similitude entre les deux astres va jusque dans la période de rotation, égale à 23 jours environ pour 18 Sco, contre 25 jours pour le Soleil. Le champ magnétique de 18 Sco, dévoilé par NARVAL, confirme son statut de meilleur jumeau solaire, puisque sa géométrie magnétique est très similaire à celle du Soleil au maximum de son cycle magnétique (observé pour la dernière fois aux alentours de l'année 2000).

Forts de ce résultat, les chercheurs ont ensuite répété les observations pour trois autres étoiles, presque identiques au Soleil si ce n'est leur vitesse de rotation qui était jusqu'à trois fois plus rapide que la référence solaire. Il était ainsi possible d'utiliser les autres étoiles pour étudier l'effet d'un paramètre spécifique, la rotation, sur le champ magnétique. Ces nouvelles observations ont apporté une confirmation éclatante de travaux théoriques récents, en révélant que la géométrie des champs magnétiques stellaires se transforme radicalement quand les étoiles sont en rotation rapide, passant d'une distribution sous forme de pôles magnétiques (comme dans le Soleil) à un véritable enroulement des lignes de champ autour de l'axe de rotation. La création de ce tore transforme ces soleils en rotation rapide en véritables toupies magnétiques !

Ce premier succès montre que les différentes théories du magnétisme du Soleil peuvent maintenant être testées en observant des étoiles jumelles du Soleil. Cette nouvelle connexion entre théorie et observation permet désormais de contraindre les modèles informatiques d'une façon que le Soleil seul ne peut nous offrir.

Référence

"Toroidal vs. poloidal magnetic fields in Sun-like stars: a rotation threshold"
P. Petit, B. Dintrans, S.K. Solanki, J.-F. Donati, M. Aurière, F. Lignières, J. Morin, F. Paletou, J. Ramirez, C. Catala, R. Fares: MNRAS, in press

Note(s)

1 - NARVAL a été financé par la Région Midi-Pyrénées, le Ministère de la Recherche, le conseil Général des Hautes Pyrénées, l'Union Européenne (FEDER) et l'INSU-CNRS. La première lumière a été obtenue le 13 Nov 2006. Cet instrument est la réplique d'ESPaDOns installé au foyer du télescope de 3,6 m Canada-France-Hawaii.
2 - Le Télescope Bernard Lyot (TBL) est financé par l'INSU-CNRS.

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jul08/solarb.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2008 FK75 (Lemmon-Siding Spring)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 01 Juillet 2008 dans le cadre du Mt Lemmon Survey, et répertorié comme tel sous la désignation de 2008 FK75, a été indépendamment redécouvert le 01 Juillet 2007 et noté en tant que comète par J. Young et M. Hicks (Table Mountain Observatory, Wrightwood) et Robert E. Holmes (Astronomical Research Observatory, Charleston).

Les éléments orbitaux de la comète C/2008 FK75 (Lemmon-Siding Spring) indiquent un passage au périhélie le 20 Septembre 2010 à une distance de 4,5 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08N18.html (MPEC 2008-N18)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008FK75.html

C/2008 N1 (Holmes)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 01 Juillet 2008 par Robert E. Holmes, Jr. (Astronomical Research Observatory, Charleston) a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation de l'objet.

C'est la troisième découverte de comète par un amateur en 2008.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 N1 (Holmes) indiquent un passage au périhélie le 25 Septembre 2009 à une distance de 2,7 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08N44.html (MPEC 2008-N44)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008N1.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les cratères de Mercure sous un autre angle de vue

Lorsque MESSENGER s'est approché de Mercure, l'instrument NAC a acquis des images pour créer une mosaïque de la planète entière. La mosaïque montrée ici a été créée à partir d'environ la moitié de ces images et est montrée dans une projection orthographique. La vue est différente de la mosaïque cylindrique équidistante publiée précédemment. Pour cette mosaïque, une projection orthographique a été utilisée pour créer une vue qu'aurait la perspective de quelqu'un qui serait dans l'espace.

Dans les trentes dernières années, Mariner 10 a vu cette portion de la surface de Mercure, et les cratères qui ont été nommés sur la base de ces images sont notés sur cette mosaïque. Les images de MESSENGER de ce même territoire permettent aux scientifiques d'étudier la surface de Mercure sous différentes conditions d'illumination, et ces vues supplémentaires fournissent de nouvelles idées sur la nature des caractéristiques géologiques sur Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?gallery_id=2&image_id=190

Au petit matin

Environ 91 minutes après le passage de MESSENGER au plus près de la planète, l'instrument MDIS a acquis cette image de la surface nord de Mercure, qui est l'une d'un ensemble de 48 qui forment une mosaïque de la planète s'éloignant.

Dans cette image, la portion gauche de la surface s'estompe dans la noirceur au terminateur, la ligne séparant le côté jour du côté nuit de la planète. Les parties côté gauche de la surface qui sortent juste de la nuit sont frappées par les premiers rayons du Soleil levant. Une partie de la surface sur la droite de cette scène peut être vue dans une image publiée précédemment regardant vers le pôle nord de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?gallery_id=2&image_id=189

Anneaux de crêtes

MESSENGER a capturé cette image de l'horizon de Mercure environ 56 minutes avant le passage du vaisseau spatial au plus près de la planète.

Le distinct bassin Dürer avec un anneau de crêtes (nommé d'après les photos de Mariner 10 en l'honneur de l'artiste allemand Albrecht Dürer) est visible. Le petit cratère Mickiewicz (nommé en l'honneur du poète Polonais Adam Mickiewicz) peut également être vu, avec une petite structure centrale de crête en anneau dans le milieu de son plancher. Les cratères forment des structures d'anneau au cours du processus d'impact qui a créé le cratère, et le nombre et les caractéristiques des anneaux dépendent de la taille du cratère. Raditladi, imagé pour la première fois par MESSENGER et récemment nommé, montre également une structure prononcée de crête en anneau.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?gallery_id=2&image_id=188

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'observation de deux pulsars, c'est-à-dire deux étoiles à neutrons très magnétiques, tournant l'un autour de l'autre apporte la preuve que la théorie générale de la relativité est encore valide dans de forts champs gravitationnels, annoncent des chercheurs.

Ce résultat contribue à répondre à d'anciennes questions de la physique et suggère que les théories générales de la relativité et de la gravité que nous vérifions sur Terre sont encore vraies quand deux objets massifs sont en orbite l'un autour de l'autre. Ce travail fournit aussi un nouveau test pour ces théories générales. Le pulsar double récemment découvert est fait de telle sorte que l'un éclipse l'autre vu de la Terre, une partie de son rayonnement étant bloqué par son compagnon. Cette éclipse renseigne sur l'orientation et la rotation du pulsar caché et ces données peuvent alors être combinées avec les observations des deux pulsars pour confirmer la relativité générale dans un système massif à forte gravité. Pour arriver à ces conclusions, René Breton et ses collègues ont surveillé le pulsar double de décembre 2003 à novembre 2007 à partir du télescope de Green Bank en Virginie-Occidentale.

http://www.jb.man.ac.uk/news/pulsareclipse/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale d'astrophysiciens (1) menée par des chercheurs du CNRS vient de découvrir un champ magnétique atypique sur une étoile massive de la constellation d'Orion, la supergéante bleue zeta Orionis. Cette découverte pourrait remettre en cause notre compréhension du magnétisme de ces monstres cosmiques, car il pourrait en effet s'agir d'un champ magnétique qui se régénère, comme celui du Soleil. Ces résultats, obtenus avec le spectropolarimètre NARVAL (2) installé au télescope Bernard-Lyot (3) de l'INSU seront bientôt publiés dans la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Les étoiles massives sont celles dont les masses peuvent atteindre 100 fois environ celle du Soleil. Ces étoiles sont rares : on n'en compte qu'une pour 1 000 étoiles comparables au Soleil. Elles compensent en cumulant les superlatifs ; gigantesques, avec des rayons de 10 à 50 fois plus importants que celui du Soleil ; caniculaires, avec une température de surface de 5 à 10 fois plus élevée ; éblouissantes, avec des luminosités qui peuvent atteindre un million de fois celle de notre étoile. Mais ces extravagances ont un prix et les étoiles massives meurent jeunes. Durant les quelques millions d'années de leur brève existence, la simple force de leur lumière parvient à arracher à leur surface des quantités de matière équivalente à plusieurs fois la masse du Soleil. Les étoiles massives et leur vent de matière sont donc la principale source galactique d'atomes plus lourds que l'oxygène, qui constituent les roches, les végétaux et les animaux terrestres. Elles contrôlent la vie chimique d'une galaxie et provoquent des vagues de formation d'étoiles, comme par exemple au coeur de la célèbre nébuleuse d'Orion. Leur vie se conclut en une apocalypse explosive - la supernova - qui donne naissance aux fameux trous noirs.

Pourtant, le Soleil et les étoiles naines qui lui ressemblent (ainsi que les planètes comme la Terre) possèdent une chose de plus que les étoiles massives - la capacité à engendrer un champ magnétique, une sorte d'électroaimant géant alimenté par les bouillonnements convectifs de matière que les étoiles naines entretiennent dans leurs couches externes. Quelques étoiles massives possèdent également un champ magnétique; on pense même que ce sont elles qui donnent naissance aux intriguantes magnétoiles, les objets célestes les plus magnétiques de tout l'Univers. Mais elles diffèrent du Soleil sur un point important : le champ magnétique des étoiles massives est une empreinte originelle, une marque de naissance, un fossile qui ne fait que s'éroder avec le temps, et non un champ en perpétuelle renaissance - comme celui du Soleil qui renaît de ses cendres tous les 11 ans.

Située dans la constellation d'Orion, à proximité immédiate de la nébuleuse de la Tête de Cheval et de la nébuleuse de la Flamme, zeta Orionis est une supergéante bleue qui intrigue depuis longtemps les astrophysiciens. Distante d'environ 1 200 années-lumière de la Terre, elle est pourtant facilement visible à l'oeil nu; c'est même la plus brillante de toutes les étoiles massives du ciel. D'une masse équivalente à 40 Soleils, zeta Ori est aussi 25 fois plus grande, 5 fois plus chaude et 500 000 fois plus lumineuse que lui. Mais ce qu'une équipe internationale d'astrophysiciens vient de mettre à jour, c'est que zeta Ori abrite aussi un champ magnétique très spécial. "Ce champ est en effet environ 10 fois plus faible que celui détecté jusqu'alors dans toutes les autres étoiles massives. Cette différence importante suggère que le champ de zeta Ori n'est pas un fossile." précise Jean-Claude Bouret, chercheur au laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM : INSU-CNRS ; Université de Provence ; Observatoire Astronomique Marseille Provence), responsable de ce programme de recherche.

Pourrait-il être de même nature que celui du Soleil? Et si tel est le cas, comment a-t'il pu être engendré puisque zeta Ori ne dispose pas a priori des ingrédients nécessaires (la convection externe) pour produire un champ comme celui du Soleil? Le champ magnétique de Zeta Orionis reste donc un mystère sur lequel Jean-Claude Bouret et ses collègues espèrent obtenir des éléments de réponse dans les années à venir. Dans ce but, ils se serviront du nouveau spectropolarimètre NARVAL installé au Télescope Bernard-Lyot au sommet du Pic du Midi (Hautes Pyrénées). Cet instrument, inauguré il y a à peine un an, permet d'étudier les champs magnétiques des étoiles (à partir de la polarisation qu'elles produisent dans leur lumière) avec une sensibilité sans précédent. C'est grâce au couple télescope Bernard Lyot-Narval, le seul observatoire au monde entièrement dédié à ce genre d'étude, que cette découverte a été obtenue.

Source

"The weak magnetic field of the O9.7 supergiant zéta Orionis A". J.-C. Bouret, J.-F. Donati, F. Martins, C. Escolano, W. Marcolino, T. Lanz, I.D. Howarth. MNRAS.

Note(s)

1 - Cette équipe comprend JC Bouret, C Escolano, W Marcolino ; Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM : INSU-CNRS, Université de Provence ; Observatoire Astronomique Marseille Provence), JF Donati, Laboratoire d'Astrophysique Toulouse Tarbes (LATT : INSU-CNRS, Université de Toulouse ; Observatoire Midi-Pyrénées), F Martins, Groupe de recherche en astronomie et astrophysique du Languedoc (GRAAL : INSU-CNRS, Univesité Montpellier II), , T Lanz (University of Maryland), I Howarth (University College London).

2 - NARVAL a été financé par la Région Midi-Pyrénées, le Ministère de la Recherche, le conseil Général des Hautes Pyrénées, l'Union Européenne (FEDER) et l'INSU-CNRS. La première lumière a été obtenue le 13 Nov 2006. Cet instrument est la réplique d'ESPaDOns installé au foyer du télescope de 3,6 m Canada-France-Hawaii.

3 - Le Télescope Bernard Lyot (TBL) est financé par l'INSU-CNRS.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2642,etoiles-massives-peuvent-elles-regenerer-magnetisme.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les scientifiques ont discuté sur les origines des plaines lisses de Mercure et de la source de son champ magnétique pendant plus de 30 années. Maintenant, les analyses des données du survol de Janvier 2008 de la planète par le vaisseau spatial MESSENGER ont montré que des volcans ont été impliqués dans la formation des plaines et suggèrent que son champ magnétique est activement produit dans le noyau de la planète et n'est pas une relique gelée. Les scientifiques ont en plus jeté leur premier coup d'oeil sur la composition chimique du matériel de surface de la planète. Le minuscule vaisseau a sondé la composition de la mince atmosphère de Mercure, a prélevé des particules chargées (ions) près de la planète, et démontré de nouveaux liens entre les deux ensembles d'observations et matériaux sur la surface de Mercure. Les résultats sont rapportés dans une série de 11 documents édités dans une section spéciale du numéro du 04 Juillet du magazine Science.

La polémique sur l'origine des plaines lisses de Mercure a commencé avec la mission lunaire d'Apollo 16 de 1972, qui a suggéré que quelques plaines lunaires venaient du matériel qui a été éjecté par de grands impacts et a formé ensuite les "étangs lisses". Quand Mariner 10 a imagé des formations similaires sur Mercure en 1975, quelques scientifiques ont cru que les mêmes processus étaient en action. D'autres ont pensé que le matériel des plaines de Mercune venait de jaillissement de laves, mais l'absence de cheminées volcaniques ou d'autres dispositifs volcaniques dans les images de cette mission a empêché un consensus.

Six des papiers dans Science font un compte-rendu des analyses de la surface de la planète à travers sa variation de réflectivité et de couleur, sa chimie de surface, l'imagerie en haute résolution à différentes longueurs d'onde, et les mesures d'altitude. Les chercheurs ont trouvé la preuve de cheminée volcaniques le long des marges du bassin Caloris, un des plus grands et plus jeunes bassins d'impact du Système solaire. Ils ont également constaté que Caloris a une histoire géologique beaucoup plus compliquée que ce que l'on croyait auparavant.

"En combinant les données de Mariner 10 et de MESSENGER, l'équipe scientifique pouvait reconstruire une histoire géologique complète de l'intérieur entier du bassin", a expliqué James Head (Brown University), auteur principal d'un des rapports scientifiques. "Le bassin Caloris a été formé par l'impact d'un astéroïde ou d'une comète au cours de la période de lourds bombardements dans le premier milliard d'années de l'histoire du Système solaire. Comme avec les mers lunaires, une période d'activité volcanique a produit des écoulements de lave qui ont rempli l'intérieur du bassin. Ce volcanisme a produit le matériel comparativement lumineux et rouge des plaines intérieures mélangées avec des dépôts du cratère d'impact. L'affaissement a fait raccourcir la surface du plancher de Caloris, produisant ce que nous appelons des crêtes ridées. Les grandes cuvettes, ou graben, se sont formées ensuite en raison du soulèvement postérieur, et des impacts plus récents ont apporté de nouveaux cratères en plus."

Les premières mesures d'altitude de Mercure d'un vaisseau spatial ont également trouvé que les cratères sur cette planète sont environ deux fois plus plats que ceux sur la Lune et, eux aussi, montrent une histoire géologique complexe.

Mariner 10 a découvert le champ magnétique de Mercure. La Terre est la seule autre planète terrestre avec un champ magnétique global. Dans les deux cas le champ produit une bulle protectrice appelée magnétosphère, qui protège généralement la surface de la planète des particules chargées du vent solaire. Le champ magnétique de la Terre est produit par les remous du chaud coeur liquide de fer via un mécanisme que l'on nomme une dynamo magnétique. Les chercheurs ont été déconcertés par le champ de Mercure puisque son noyau de fer devrait s'être refroidi il y a bien longtemps et a cessé de produire du magnétisme. Quelques chercheurs ont pensé que le champ pourrait être une relique du passé, congelé dans la croûte externe.

Les mesures de MESSENGER ont indiqué que, comme la Terre, le champ magnétique de Mercure est essentiellement dipolaire, ce qui veut dire qu'il a des pôles magnétiques nord et sud", déclare l'auteur principal Brian Anderson du Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL), Laurel, Md. "Le fait qu'il est dipolaire, et que nous n'avons pas trouvé la 'signature' d'anomalies de longueur d'onde courte qui pourraient indiquer des plaques de croûte magnétisée, confirme l'opinion que nous voyons une dynamo moderne. Nous avons hâte de voir pendant le survol d'Octobre et l'année en orbite si c'est le cas ailleurs sur la planète et de confirmer que le champ vient du noyau."

Le survol a fait les premières observations de particules ionisées dans l'exosphère unique de Mercure. L'exosphère est une atmosphère ultra-mince où les molécules sont si distantes qu'elles ont plus de chance d'heurter la surface que d'entrer en collision les unes avec les autres. L'orbite fortement elliptique de la planète, sa rotation lente, et les interactions de particules avec la magnétosphère, le milieu interplanétaire, et le vent solaire se traduit par de fortes différences saisonnières et jour-nuit dans la façon dont les particules se comportent.

"MESSENGER a pu observer l'exosphère de Mercure dans trois secteurs, le côté jour, la ligne jout/nuit, ou terminateur, et sa longue queue de sodium de 40.000 km", a expliqué l'auteur principal Bill McClintock (Université du Colorado). «Des atomes d'hydrogène, d'hélium, de sodium, de potassium et de calcium ont été observées dans l'exosphère, et de nombreux autres éléments existent presque certainement. Lorsque des espèces s'échappent de la surface, ils sont accélérés par la pression du rayonnement solaire et forment une longue queue d'atomes qui s'écoule loin du Soleil. Mais leurs abondances diffèrent selon qu'il s'agisse du jour ou de la nuit, des effets du champ magnétique et du vent solaire, et peut-être de la latitude. L'exosphère de Mercure est remarquablement active."

Depuis la découverte de la magnétosphère de Mercure par Mariner 10, il y a eu des spéculations sur sa dynamique, la composition d'ions, et comment le vent solaire interagit avec la surface et l'exosphère," a commenté l'auteur principal Thomas Zurbuchen de l'Université du Michigan. "La surface de la planète est la plus altérée par l'espace que n'importe quelle planète terrestre, et l'interaction du vent solaire et du flux de micrométéoroïdes avec la surface peut injecter des particules neutres et chargées dans l'exosphère et l'espace. La composition en ions n'a pas été mesurée par Mariner 10 et MESSENGER a fourni de nouveau une surprise scientifique significative. La magnétosphère est pleine de nombreuses espèces ioniques, atomiques et moléculaires, et dans une variété d'états de charge. Ce qui est dans un certain sens une 'nébuleuse de plasma de Mercure' est bien plus riche en complexité et composition que le tore de plasma d'Io dans le système de Jupiter. Les abondances de silicium, sodium, et de soufre par rapport à l'oxygène dans le vent solaire sont si bas, et leurs états de charge - d'ionisation- sont trop haut pour expliquer les abondances que nous avons mesurées, aussi il n'y a aucun doute que ce matériel provient de la surface de la planète. Cette observation signifie que ce survol a obtenu le tout premier examen de la composition de la surface."

Le noyau de Mercure compose 60% de sa masse, ce qui est au moins deux fois plus grand que n'importe quelle autre planète. Le survol a révélé que le champ magnétique, provenant du noyau externe et actionné par le noyau se refroidissant, conduit à des interactions très dynamiques et complexes parmi l'intérieur, la surface, l'exosphère, et la magnétosphère de la planète.

Remarquant l'importance du noyau sur les structures géologiques de surface, l'investigateur principal de MESSENGER Sean Solomon (Carnegie Institution of Washington) a dit : "Les reliefs tectoniques dominants sur Mercure, y compris des secteurs imagés pour la première fois par MESSENGER, sont des dispositifs appelés escarpements lobaires, des falaises énormes qui marquent les dessus des failles dans la croûte qui se sont formées pendant la contraction des secteurs environnants. Ils nous indiquent combien le noyau se refroidissant a été important pour l'évolution de la surface. Après la fin de la période du bombardement lourd, le refroidissement du noyau de la planète ne remplit pas seulement de combustible la dynamo magnétique, il a également conduit à la contraction de la planète entière. Et les données du survol indiquent que la contraction totale est d'au moins un tiers plus grande que nous le pensions auparavant."

"Quand vous regardez la planète dans le ciel, elle ressemble à un simple point de lumière", fait remarquer le scientifique du projet MESSENGER Ralph McNutt (APL). "Mais quand vous faîtes le plan rapproché de Mercure à travers tous les détecteurs de MESSENGER qui la voit à différentes longueurs d'ondes, qui sent ses propriétés magnétiques, et qui touche ses dispositifs de surface et particules énergiques, vous percevez un système complexe et pas simplement une boule de roche et de métal. Nous tous sommes étonnés par la façon dont la planète est active et les relations dynamiques entre son noyau, sa surface, son exosphère, et sa magnétosphère."

"Il est remarquable que ce riche filon de données proviennent de deux jours d'imagerie, seulement 30 minutes d'échantillonnage de la magnétosphère et de l'exosphère de la planète, et moins de dix minutes de réalisation d'altimétrie et de collecte d'autres données à peu près au moment de son approche au plus près à 200 kilomètres de la surface," ajoute Salomon. "Le premier survol de MESSENGER a été un immense succès, en maintenant le cap pour le reste de notre voyage et en progressant en vue de répondre aux questions scientifiques qui ont motivé cette mission."

MESSENGER a été lancé le 03 août 2004. Après les survols de la Terre, Vénus et Mercure, le vaisseau spatial commencera en Mars 2011 une étude d'une durée d'un an de l'orbite de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/news_room/details.php?id=100

http://messenger.jhuapl.edu/mer_flyby1.html

http://www.sciencemag.org/cgi/content/short/321/5885/58

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des scientifiques utilisant les données du vaisseau spatial Voyager 2 ont observé que la bulle de vent solaire entourant le Système solaire n'est pas ronde, mais a une forme écrasée, selon des données récentes pibliées en tant qu'éléments d'une série de papiers dans Nature de cette semaine (daté du 03 Juillet).

Le début de la zone de transition entre l'héliosphère (la bulle de vent solaire) et le reste de l'espace interstellaire est connu sous le nom de 'termination shock' ('choc terminal'). Les scientifiques rapportent que Voyager 2 a croisé cette frontière plus près du Soleil que prévu, suggérant que l'héliosphère dans cette région est repoussée vers l'intérieur, plus près du Soleil, par un champ magnétique interstellaire. Ces résultats aident à construire une image de la façon dont le Soleil interagit avec le milieu interstellaire environnant.

Lancés en 1977, les deux vaisseaux spatiaux Voyager ont été à l'origine envoyés pour survoler et observer Jupiter et Saturne. La trajectoire de Voyager 1 vers Saturne l'a conduit plus haut et loin de l'écliptique, le plan dans lequel la plupart des planètes satellisent le Soleil. La trajectoire de Voyager 2 a continué dans l'écliptique, permettant au vaisseau spatial deux rencontres planétaires de plus, les planètes lointaines Uranus et Neptune par la suite. Les vaisseaux spatiaux Voyager sont les objets construits par l'homme les plus éloignés dans l'espace -- avec Voyager 1 plus éloigné que Voyager 2.

L'actuelle mission de Voyager 2, et de sa soeur Voyager 1, est d'atteindre le bord de l'espace interstellaire.

Références :

- Solar System: A shock for Voyager 2 (J. R. Jokipii)

- Cool heliosheath plasma and deceleration of the upstream solar wind at the termination shock (John D. Richardson, Justin C. Kasper, Chi Wang, John W. Belcher & Alan J. Lazarus)

- Mediation of the solar wind termination shock by non-thermal ions (R. B. Decker, S. M. Krimigis, E. C. Roelof, M. E. Hill, T. P. Armstrong, G. Gloeckler, D. C. Hamilton & L. J. Lanzerotti)

- An asymmetric solar wind termination shock (Edward C. Stone, Alan C. Cummings, Frank B. McDonald, Bryant C. Heikkila, Nand Lal & William R. Webber)

- Magnetic fields at the solar wind termination shock (L. F. Burlaga, N. F. Ness, M. H. Acuña, R. P. Lepping, J. E. P. Connerney & J. D. Richardson)

- Intense plasma waves at and near the solar wind termination shock (D. A. Gurnett & W. S. Kurth)

- Domination of heliosheath pressure by shock-accelerated pickup ions from observations of neutral atoms (Linghua Wang, Robert P. Lin, Davin E. Larson & Janet G. Luhmann)

http://www.nasa.gov/mission_pages/voyager/voyager-20080703.html

http://fr.news.yahoo.com/ap/20080702/twl-science-systeme-solaire-contour-1be00ca.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les contrôleurs du vaisseau spatial viennent de sortir Rosetta de l'hibernation pour se préparer à sa rencontre avec l'astéroïde (2867) Steins le 05 Septembre. Le chasseur de comète de l'ESA étudiera l'astéroïde relativement rare lors de son survol sur son chemin vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Lancé en Mars 2004, Rosetta atteindra sa destination définitive seulement en 2014, après avoir voyagé un total d'environ 6.500 millions de kilomètres. La distance entre le vaisseau spatial et le Soleil lorsqu'il approchera la comète sera d'environ 600 millions de kilomètres ou 4 UA (1 UA ou 1 Unité Astronomique est égale à 150 millions de kilomètres, la distance moyenne entre la Terre et le Soleil).

Rosetta a basculé deux fois par la Terre et une fois par Mars, exécutant des manoeuvres d'assistance gravitationnelle, qui lui ont donné l'élan nécessaire pour continuer son voyage. La troisième et dernière bascule par la Terre est programmée pour Novembre 2009. Le vaisseau spatial suvolera également deux astéroïdes et les étudiera sur le trajet : (2867) Steins en Septembre cette année et (21) Lutetia en Juin 2010. Lorsqu'il s'approchera de (2867) Steins en Septembre, Rosetta aura voyagé environ 3.700 millions de kilomètres et sera à 2,1 UA du Soleil.

Après sa dernière bascule planétaire le 13 Novembre de l'année dernière, Rosetta s'est dirigé vers la Ceinture d'astéroïdes située entre les orbites de Mars et Jupiter. Le 27 Mars 2008, le vaisseau spatial a commuté en mode d'hibernation pour une période de trois mois. Pendant cette phase, quelques sous-systèmes ont été mis dans un état de sommeil pour optimiser leur durée de vie (car c'est seulement le début de la phase scientifique de la mission).

Prochain arrêt, Steins

Rosetta sera au plus près de (2867) Steins le 05 Septembre à 20:37 CEST, à une distance de 800 kilomètres. Le vaisseau spatial  passera en trombe à une vitesse relative de 8.6 km/s.

En vu du survol, tous les instruments seront vérifiés et examinés au mois de Juillet. Entre le 04 Août et le 04 Septembre, les opérateurs du vaisseau spatial conduiront une campagne optique de navigation : Steins sera dépisté par les appareils-photo à bord et les observations seront utilisées pour affiner la connaissance de son orbite qui découle jusqu'ici seulement des mesures au sol.

Les astéroïdes sont des échantillons du matériel du Système solaire à différentes étapes d'évolution, et les étudier aide les scientifiques à comprendre l'origine et l'évolution de la Terre et de notre voisinage planétaire.

(2867) Steins est un type relativement rare d'astéroïde. Basé sur les observations au sol il a été classifié comme un astéroïde de type E, composé principalement de silicates et de basaltes, mais ses propriétés ne sont pas connues en détail. Pour ces raisons, il a été choisi comme l'un des deux astéroïdes que Rosetta étudiera, parmi ceux qui étaient à la portée de la mission. Les connaissances acquises des mesures s'ajouteront à notre connaissance de la composition et de l'évolution des astéroïdes de type E et compléteront aussi et aideront à interpréter de futures données au sol sur les astéroïdes.

Le but du survol

Les observations seront employées pour caractériser l'astéroïde et son environnement et pour tester les instruments de Rosetta, dont la plupart s'activeront pendant le survol.

Les objectifs scientifiques des observations du survol sont les suivants :

- Pour caractériser l'astéroïde en étudiant ses propriétés physiques et chimiques

- Pour étudier ses propriétés cinématiques (sa rotation, par exemple)

- Pour étudier la surface de l'astéroïde et réaliser des études comparatives avec les surfaces d'autres astéroïdes afin de comprendre les différences entre les types d'astéroïdes

- Pour étudier l'interaction entre le vent solaire et l'astéroïde

- Pour étudier l'environnement de l'astéroïde, y compris la présence de satellites normaux, les propriétés magnétiques et électriques de l'environnement immédiat, et le gaz ou la poussière satellisant l'astéroïde

Le survol poussera Rosetta à ses limites de conception, particulièrement en raison de la rotation rapide du vaisseau spatial vers la période de l'approche au plus près. La manoeuvre est nécessaire pour s'assurer que l'astéroïde restera dans le champ visuel des instruments. En vu de ceci, une simulation en vol du survol a été effectuée le 24 Mars 2008. Les essais ont été concluants, confirmant la robustesse du vaisseau spatial.

http://www.esa.int/esaSC/SEMQPDSHKHF_index_0.html

La Mission Rosetta vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un délicat ruban de gaz flotte étrangement dans notre galaxie. Une traînée d'un vaisseau spatial extraterrestre ? Un jet d'un noir-trou ? En fait cette image, prise par le télescope spatial Hubble, est une très mince section d'un reste de supernova provoquée par une explosion stellaire qui s'est produite il y a plus de 1.000 ans (SN 1006, SNR 327.6+14.6).

Le reste de supernova est situé dans la constellation du Loup (Lupus), à une distance d'environ 6.850 années-lumière de la Terre.

Cette image a été réalisée à partir des observations de lumière de l'hydrogène (H-alpha+[N II]) prises avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble en Février 2006 et des observations avec l'instrument WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) en lumière bleue (B), vert-jaune (V), et proche infrarouge (I) prises en Avril 2008. Une tonalité rouge dans l'image en couleur a été assignée au reste de la supernova, visible seulement dans le filtre de l'hydrogène.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2008/22/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie