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« La probabilité d'impact total de l'astéroïde (101955) 1999 RQ36 peut être estimée à 0,00092 - approximativement une sur mille - mais ce qui est le plus étonnant est que plus de la moitié de cette probabilité (0,00054) correspond à l'année 2182, » explique au SINC (Servicio de Información y Noticias Científicas) Maria Eugenia Sansaturio, co-auteur de l'étude et chercheuse à l'Université de Valladolid (Espagne). La recherche a également fait participer des scientifiques de l'Université de Pise (Italie), du Jet Propulsion Laboratory (Etats-Unis) et de l'INAF-IASF-Rome (Italie).

Astéroïdes et comètes visités par des vaisseaux spatiaux

Crédit : ESA, NASA, JAXA, RAS, JHUAPL, UMD, OSIRIS;

Montage: Emily Lakdawalla (Planetary Society) & Ted Stryk.

Les scientifiques ont estimé et surveillé les impacts potentiels pour cet astéroïde jusqu'en 2200 au moyen de deux modèles mathématiques (méthode Monte Carlo et échantillonnage de la ligne de variations).

Ainsi, ils ont cherché ce qu'on nomme des "Virtual Impactors" (VIs). Les VIs sont des sous-ensembles d'incertitude statistique menant à des collisions avec la Terre à différentes dates du XXIIème siècle. Deux VIs apparaissent en 2182 avec plus de la moitié de toute les probabilités d'impact.

L'astéroïde (101955) 1999 RQ36 fait partie des astéroïdes potentiellement dangereux (PHA, du sigle en anglais : Potentially Hazardous Asteroid), qui ont la possibilité de frapper la Terre en raison de la proximité de leurs orbites, et ils peuvent provoquer des dommages. Ce PHA a été découvert en 1999 et a un diamètre d'environ 560 mètres.

L'effet Yarkovsky

En principe son orbite est bien déterminée grâce à 290 observations optiques et à 13 mesures par radar, mais il y a une « incertitude orbitale » significative parce que, outre la gravité, sa trajectoire est influencée par l'effet Yarkovsky.

Cet effet ou perturbation modifie légèrement les orbites des petits objets du Système solaire du fait que, en tournant, la radiation solaire absorbée par ceux-ci est émise d'une manière inégale à travers sa surface.

La recherche, qui a été publiée dans le journal Icarus, prévoit ce qui pourrait se produire dans les prochaines années en tenant compte de cet effet. Jusqu'à 2060, la divergence des orbites impactantes est modérée; entre 2060 et 2080 elle augmente de 4 ordres de grandeur parce que l'astéroïde s'approche la Terre à ces dates;  puis, croît de nouveau modérément jusqu'à une autre approche en 2162, elle diminue ensuite, et 2182 apparaît comme l'année le plus probable pour la collision.

« La conséquence de cette dynamique complexe n'est pas uniquement une probabilité d'impact comparativement grande, mais également qu'une procédure réaliste de déviation (déviation de la trajectoire) pourrait seulement être effectuée avant la rencontre en 2080, et plus facilement avant 2060, » fait remarquer Sansaturio.

La scientifique conclut : « Si cet objet avait été découvert après 2080, la déviation exigerait une technologie non disponible actuellement. Par conséquent, cet exemple suggère qu'il peut être nécessaire que la surveillance d'impacts, qui jusqu'à présent ne couvre pas au-delà de 80 ou de 100 années, peut demander de couvrir plus d'un siècle. Ainsi, les initiatives pour dévier ce type d'objets pourraient être menés à bien avec des ressources modérées, tant d'un point de vue technologique que financier. »

Référence :

Andrea Milani, Steven R. Chesley, Maria Eugenia Sansaturio, Fabrizio Bernardi, Giovanni B. Valsecchi y Oscar Arratia. “Long term impact risk for (101955) 1999 RQ36”. Icarus 203 (2) 460–471, 2009. Doi: 10.1016/j.icarus.2009.05.029.

Potentially Hazardous Asteroid Might Collide With The Earth In 2182

Un asteroide potencialmente peligroso podría impactar con la Tierra en 2182

http://neo.jpl.nasa.gov/risk/a101955.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image spectaculaire prise par la caméra WFI de l'ESO, à l'Observatoire de La Silla au Chili, montre la brillante et peu commune étoile WR 22 et son environnement coloré. WR 22 est une étoile très chaude et lumineuse qui répand son atmosphère dans l'espace à un rythme des millions de fois plus rapide que le Soleil. Cette étoile se trouve dans la spectaculaire nébuleuse de la Carène où elle s'est formée.

La Nébuleuse de la Carène autour de l'étoile Wolf-Rayet WR 22 - Crédit : ESO

Les étoiles très massives vivent intensément et meurent jeunes. Certains de ces « phares » stellaires ont un rayonnement tellement intense qui traverse leur atmosphère épaisse sur la fin de leur vie, qu'ils dispersent de la matière dans l'espace des millions de fois plus rapidement que les étoiles relativement plus modérées comme le Soleil. Ces rares objets massifs et très chauds sont appelés des étoiles Wolf-Rayet [1], du nom des deux astronomes français qui ont les premiers identifié ce type d'étoiles au milieu du 18ème siècle. L'une des plus massives étoiles de ce type mesurées jusqu'à présent est connue sous le nom de WR 22. Elle est visible au centre de cette image réalisée à partir de clichés pris avec des filtres rouge, vert et bleu et la caméra WFI (Wide Field Imager) installée sur le télescope de 2,2 mètres MPG/ESO à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili. WR 22 fait partie d'un système d'étoiles doubles et a une masse d'au moins 70 fois celle du Soleil.

WR 22 se trouve dans le ciel austral dans la constellation de la Carène qui est une partie de la coque d'Argo, le bateau de Jason dans la mythologie grecque. Bien que cette étoile se trouve à plus de 5 000 années-lumière de la Terre, elle est si lumineuse que dans de bonnes conditions elle peut pratiquement être vue à l'œil nu. WR 22 est l'une des nombreuses étoiles exceptionnellement lumineuses associées à la magnifique nébuleuse de la Carène (aussi connue sous le nom de NGC 3372) et les parties extérieures de cette gigantesque région de formation stellaire de la Voie Lactée australe constituent l'arrière-plan coloré de cette image.

Les couleurs subtiles de cette riche tapisserie d'arrière-plan sont le résultat des interactions entre l'intense rayonnement ultraviolet émis par les étoiles chaudes et massives et les vastes nuages de gaz, principalement d'hydrogène, à partir desquels elles se sont formées. La partie centrale de cet énorme complexe de gaz et de poussière se trouve sur le côté gauche de cette photo, comme on peut le voir sur l'image eso1031b. On trouve également dans cette zone la remarquable étoile Eta Carinae dont il a été question dans un précédent communiqué de presse (eso0905).

Notes

[1] Plus d'information sur les étoiles Wolf-Rayet : http://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_Wolf-Rayet

Plus d'informations

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

Liens

Une image de la partie centrale de la nébuleuse de la Carène prise avec la camera WFI

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1031/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Quinze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 ou C2) ou par le satellite STEREO-A (STEREO-SECCHI instrument HI1-A) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2010-O30, MPEC 2010-O31, MPEC 2010-O32 et MPEC 2010-O33.

Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2009 Y10 qui appartient au groupe de Kracht, et la comète C/2009 Y18 qui appartient au groupe de Meyer.

C/2009 Y10 (SOHO) détectée par Rainer Kracht

C/2009 Y11 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2009 Y12 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2009 Y13 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2009 Y14 (SOHO) détectée par Bo Zhou

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10O30.html (MPEC 2010-O30)

C/2009 Y15 (STEREO) détectée par Alan Watson

C/2009 Y16 (STEREO) détectée par Alan Watson

C/2009 Y17 (STEREO) détectée par Alan Watson

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10O31.html (MPEC 2010-O31)

C/2009 Y18 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2009 Y19 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10O32.html (MPEC 2010-O32)

C/1997 C2 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/1999 D2 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/1999 D3 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/1999 O5 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/1999 Q4 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10O33.html (MPEC 2010-O33)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Il y a une centaine de millions d'années, un système triple d'étoiles voyageait à travers le centre animé de notre galaxie de la Voie lactée quand il a fait un faux pas qui change la vie. Le trio a erré trop près du trou noir géant de la galaxie, lequel a capturé une des étoiles et a projeté les deux autres hors de la Voie lactée. Ajoutant au jeu stellaire des chaises musicales, les deux étoiles en partance ont fusionné pour former une étoile super chaude et bleue.

Cette histoire peut sembler de science-fiction, mais les astronomes utilisant le télescope spatial Hubble indiquent que c'est le scénario le plus probable pour une étoile dite hypervéloce, connue sous le nom de HE 0437-5439, une des plus rapides jamais détectée. Elle brille à travers l'espace à une vitesse de 2,5 millions de kilomètres par heure, trois fois plus vite que la vitesse orbitale de notre Soleil dans la Voie lactée. Les observations de Hubble confirment que le sprinter stellaire provient du coeur de notre galaxie.

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

Science Credit : NASA, ESA, O. Gnedin (University of Michigan, Ann Arbor), and

W. Brown (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass.)

http://hubblesite.org/news/2010/19/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une étoile de 300 masses solaires dévoilée

En utilisant une combinaison d'instruments du VLT de l'ESO, une équipe d'astronomes a découvert l'étoile la plus massive connue à ce jour avec une masse à la naissance supérieure à 300 fois la masse de notre Soleil, soit deux fois les 150 masses solaires considérées actuellement comme la masse maximale pour une étoile. L'existence de ces monstres – des millions de fois plus lumineux que le Soleil, perdant de la masse en émettant des vents très puissants – pourrait apporter une réponse à la question suivante : « quelle masse maximale les étoiles peuvent-elles atteindre ? »

Le jeune amas RMC 136a - Crédit : ESO/P. Crowther/C.J. Evans

Une équipe d'astronomes dirigée par Paul Crowther, Professeur d'astrophysique à l'Université de Sheffield, a utilisé le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO ainsi que des données d'archives du télescope spatial Hubble (ESA/NASA), pour étudier en détail deux jeunes amas d'étoiles, NGC 3603 et RMC 136a. NGC 3603 est une usine cosmique où les étoiles se forment en quantité dans le nuage étendu de gaz et de poussière de la nébuleuse, situé à 22 000 années-lumière du Soleil (eso1005). RMC 136a (plus souvent connu sous le nom de R136) est un autre amas de jeunes étoiles massives et chaudes, situé à l'intérieur de la nébuleuse de la Tarentule, dans une de nos galaxies voisines, le Grand Nuage de Magellan, à 165 000 années-lumière du Soleil (eso0613).

Cette équipe a trouvé plusieurs étoiles ayant des températures de surface supérieures à 40 000 degrés, soit plus de sept fois plus chaudes, quelques dizaines de fois plus grandes et plusieurs millions  de fois plus brillantes que notre Soleil. Les comparaisons avec les modèles impliquent que plusieurs de ces étoiles sont nées avec des masses de plus de 150 masses solaires. L'étoile R136a1, trouvée dans l'amas R136, est l'étoile la plus massive jamais observée avec une masse actuelle d'environ 265 masses solaires et avec une masse à la naissance atteignant 320 fois la masse du Soleil.

Dans NGC 3603, les astronomes ont également pu mesurer directement les masses de deux étoiles qui appartiennent à un système d'étoile double [1], ce qui a permis de valider les modèles utilisés. Les masses de naissance estimées des étoiles de types A1, B et C de cet amas sont au dessus ou proches de 150 masses solaires.

Les étoiles très massives produisent des vents très puissants. «  Contrairement aux humains ces étoilent naissent « grosses » et perdent du poids en vieillissant » dit Paul Crowther. « Etant âgée d'un peu plus d'un million d'années, l'étoile la plus extrême, R136a1, est déjà à la moitié de sa vie et a déjà subi un intense régime amaigrissant, perdant un cinquième de sa masse initiale pendant cette période, ce qui correspond à plus de cinquante masses solaires. »

Si R136a1 remplaçait le Soleil dans notre système solaire, son rayonnement par rapport à celui du Soleil serait autant de fois plus lumineux que le rayonnement actuel du Soleil l'est par rapport à celui de la pleine Lune. « Sa grande masse réduirait la durée de l'année terrestre à trois semaines et elle arroserait  la Terre de rayonnements ultraviolet incroyablement intenses, rendant la vie impossible sur notre planète, » dit Raphael Hirschi de la Keele University, un des membres de l'équipe.

Ces étoiles « super-poids-lourds » sont extrêmement rares, se formant uniquement dans les amas d'étoiles les plus denses. Distinguer les étoiles de manière individuelle – ce qui vient d'être fait pour la première fois – requiert l'extrême pouvoir de résolution des instruments infrarouge du VLT [2].

Cette équipe a également estimé la masse maximum que les étoiles de ces amas peuvent atteindre ainsi que le nombre relatif des plus massives. « La masse des plus petites étoiles ne peut être inférieure à plus de quatre-vingts fois celle de Jupiter, en dessous ce sont des « étoiles  ratées » ou «naines brunes » précise un autre membre de l'équipe, Olivier Schnurr de l'Astrophysikalisches Institut Potsdam. « Notre découverte confirme la vision antérieure indiquant qu'il y a aussi une limite supérieure à la grosseur des étoiles, toutefois cette limite augmente d'un facteur deux pour atteindre maintenant les 300 masses solaires. »

Les tailles d'étoiles - Crédit : ESO/M. Kornmesser

Il y a seulement quatre étoiles dans R136 qui avaient une masse supérieure à 150 masses solaires à leur naissance, mais elles totalisent près de la moitié du vent et du pouvoir radiatif de l'amas dans son ensemble, comprenant approximativement 100 000 étoiles au total. R136a1 à elle seule injecte cinquante fois plus d'énergie dans son environnement que l'amas de la nébuleuse d'Orion, la région de formation d'étoiles massives la plus proche de la Terre.

Comprendre comment les étoiles de grande masse se forment est assez compliqué, du fait de leur courte durée de vie et de leurs vents puissants, l'identification de ce genre de cas extrêmes, tel que R136a1, ne fait que repousser encore plus loin le défi pour les théoriciens. « Soit elles sont nées aussi grosses soit des étoiles plus petites ont fusionné pour produire ces cas extrêmes, » explique Paul Crowther.

Les étoiles ayant une masse entre 8 et 150 masses solaires explosent en supernovae à la fin de leur courte vie, laissant derrière elles des restes exotiques qui sont soit des étoiles à neutron soit des trous noirs. L'existence d'étoiles de masses comprises entre 150 et 300 masses solaires étant maintenant établie, les découvertes de cette équipe augmentent la perspective de l'existence de « supernovae d'instabilité de paire» exceptionnellement brillantes qui  se volatilisent complètement en explosant, ne laissant derrière elles aucun reste et dispersant jusqu'à dix masses solaires de fer dans leur environnement. Quelques candidates à de telles explosions ont déjà été proposées ces dernières années.

Le jeune amas RMC 136a - Crédit : ESO/P. Crowther/C.J. Evans

R136a1 est non seulement l'étoile la plus massive jamais observée, mais elle a également la plus grande luminosité, proche de 10 millions de fois celle du Soleil. « En raison de la rareté de ces monstres, je pense qu'il est peu probable que ce nouveau record soit battu prochainement, » conclut Paul Crowther.

Notes

[1] L'étoile A1 dans NGC 3603 est une étoile double avec une période orbitale de 3,77 jours. Les deux étoiles de ce système font respectivement 120 et 92 masses solaires, ce qui signifie qu'elles sont nées avec des masses respectives de 148 et 106 masses solaires.

[2] Cette équipe a utilisé les instruments SINFONI, ISAAC et MAD, tous installés au VLT de l'ESO à Paranal au Chili.

Plus d'informations

Ce travail est présenté dans un article publié dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ("The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M_sun stellar mass limit", by P. Crowther et al.).

L'équipe est composée de Paul A. Crowther, Richard J. Parker  et Simon P. Goodwin  (University of Sheffield, Royaume Uni), Olivier Schnurr (University of Sheffield and Astrophysikalisches Institut Potsdam, Allemagne), Raphael Hirschi (Keele University, Royaume Uni) et Norhasliza Yusof et Hasan Abu Kassim (University of Malaya, Malaisie).

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

Liens

L'article scientifique

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1030/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'analyse des données du troisième et dernier survol de Mercure par MESSENGER (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging) en Septembre 2009 a révélé les premières observations d'émission d'une espèce ionisée dans l'exosphère de Mercure, de nouvelles informations sur des sous-orages magnétiques (magnetic substorms), et la preuve d'un plus jeune volcanisme sur la planète la plus intérieure que précédemment reconnu. Les résultats sont rapportés dans trois papiers publiés en ligne le 15 Juillet dans la section Science Express du site Web du magazine Science.

L'exosphère de Mercure est une atmosphère ténue d'atomes et d'ions provenant de la surface de la planète et du vent solaire. Les observations de l'exosphère fournissent une fenêtre dans les interactions étendues entre la surface de Mercure et son environnement spatial. Les aperçus que de telles observations fournissent dans la composition de surface, transport de matériel sur la planète, et la perte de matériel vers l'espace interplanétaire améliorent notre compréhension non seulement de l'état actuel de Mercure mais également de son évolution.

Les observations du vaisseau spatial de l'exosphère de Mercure indiquent des distributions spatiales remarquablement différentes parmi les éléments neutres et ionisés dans l'exosphère. Le troisième survol a produit les premiers profils détaillés d'altitude des espèces exosphériques au-dessus des pôles nord et sud de la planète. "Ces profils ont montré une considérable variabilité chez le sodium, le calcium, et les distributions de magnésium, indiquant que plusieurs processus sont en action et qu'un processus donné peut affecter chaque élément vraiment différemment," indique le scientifique participant de MESSENGER et auteur principal Ron Vervack, du Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL), à Laurel, Md.

Les différences dans les répartitions du sodium, du calcium, et du magnésium étaient également observées dans la direction opposée au Soleil de la planète. "Un dispositif frappant dans la région de traînée proche de la planète est l'émission d'atomes neutres de calcium, qui montre un pic équatorial dans la direction de l'aube qui a été cohérent dans l'endroit et l'intensité à travers chacun des trois survols, dit Vervack. "L'exosphère de Mercure est fortement variable en raison de l'orbite excentrique de Mercure et des effets d'un environnement spatial en constante évolution. Que cette distribution observée de calcium soit resté relativement inchangée est une complète surprise."

Au premier rang des découvertes lors du troisième survol était les premières observations de l'émission de calcium ionisé dans l'exosphère de Mercure. "L'émission était concentrée au-dessus d'un secteur relativement petit d'un à deux rayons de Mercure en direction opposée au Soleil de la planète avec la majeure partie de l'émission se produisant près du plan équatorial," indique Vervack. "Cette distribution concentrée ne peut pas être expliquée par la conversion in situ des atomes locaux de calcium en ions de calcium et indique à la place le transport magnétosphérique des ions comme mécanisme pour les concentrations comme observées. Bien qu'un tel transport soit commun dans les magnétosphères planétaires, dans quelle mesure elle peut affecter la distribution des espèces dans l'exosphère de Mercury n'a pas été pleinement appréciée."

Le bassin à double anneau Rachmaninoff

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics

Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Pendant ses deux premiers survols de Mercure, MESSENGER a capturé des images confirmant que le volcanisme dominant s'est produit tôt dans l'histoire de la planète. Le troisième survol de Mercure du vaisseau spatial a révélé un bassin d'impact avec un anneau de 290 kilomètres de diamètre, parmi les plus jeunes bassins vus à ce jour et récemment nommé Rachmaninoff, ayant un plancher intérieur rempli de plaines lisses spectralement distinctes.

Les plaines peu criblées de cratères de Rachmaninoff postdatent la formation du bassin et sont apparemment formées du matériel qui a par le passé coulé à travers la surface. "Nous interprétons ces plaines pour être les plus jeunes dépôts volcaniques que nous avons trouvés à ce jour sur Mercure," dit l'auteur principale Louise Prockter, également de l'APL et l'une des scientifiques adjointes au projet MESSENGER. "De plus, une dépression irrégulière entourée par un halo diffus de matériel lumineux au nord-est du bassin marque une possible cheminée volcanique explosif plus grand que précédemment identifié sur Mercure. Ces observations suggèrent que le volcanisme sur la planète s'est étalé sur une durée beaucoup plus grande qu'on le pensait auparavant, peut-être s'étendant bien dans la seconde moitié de l'histoire du Système solaire."

Les sous-orages magnétiques sont des perturbations de météorologie spatiale qui se produisent par intermittence sur Terre, habituellement plusieurs fois par jour, et durent d'une à trois heures. Les sous-orages terrestres sont accompagnés d'une gamme des phénomènes, tels que les spectacles auroraux majestueux vus dans les cieux arctiques et antarctiques. Les sous-orages sont également associés aux événements dangereux de particules énergiques qui peuvent perturber les communications et les satellites d'observation de la Terre, en particulier aux altitudes des orbites géosynchrones. Les sous-orages magnétiques terrestres sont alimentés par l'énergie magnétique stockée dans la queue magnétique de la Terre.

Au cours du troisième survol de Mercure par MESSENGER, le magnétocompteur a documenté pour la première fois les préparatifs d'un sous-orage, ou le "chargement" d'énergie magnétique dans la queue magnétique de Mercure. Les augmentations d'énergie que MESSENGER a mesuré dans la queue magnétique de Mercure étaient très grandes, par des facteurs de deux à trois, et elles se sont produites très rapidement, durant seulement deux à trois minutes du commencement jusqu'à la fin. Ces augmentations d'énergie magnétique de queue chez Mercure sont environ 10 fois plus grandes que chez la Terre, et les événements de sous-orages se déroulent environ 50 fois plus rapidement.

"Les chargement et déchargement extrêmes de queue observés chez Mercure impliquent que l'intensité relative des sous-orages doit être beaucoup plus grande que chez la Terre," indique l'auteur principal James A. Slavin, un physicien de l'espace au Goddard Space Flight Center de la NASA et membre de l'équipe scientifique de MESSENGER. "Cependant, ce qui est bien plus passionnant est la correspondance entre la durée d'accroissement du champ de queue et la durée du cycle de Dungey, qui décrit la circulation de plasma à travers une magnétosphère."

"Avec ces nouvelles mesures de MESSENGER nous pouvons prouver pour la première fois que le temps de circulation de plasma de Dungey détermine la durée de sous-orage chez une autre planète et pas simplement chez la Terre, suggérant que cette relation puisse être un dispositif universel de magnétosphère de type terrestre," note Slavin. "Un aspect clé du déchargement de la queue pendant les sous-orages terrestres est l'accélération des particules chargées énergiques, mais aucune signature d'accélération n'a été vue pendant le survol de MESSENGER. Il s'avère que ce nouveau mystère ne sera pas résolu jusqu'à ce que des mesures plus étendues soient faites quand MESSENGER sera en orbite autour de Mercure."

"Chaque fois que nous avons rencontré Mercure, nous avons découvert de nouveaux phénomènes," indique l'investigateur principal de MESSENGER Sean Solomon, de la Carnegie Institution de Washington. "Nous avons appris que Mercure est une planète extrêmement dynamique, et il a été ainsi dans toute son histoire. Une fois que MESSENGER sera sans problème inséré en orbite autour de Mercure en Mars prochain, nous serons là pour un spectacle formidable."

http://messenger.jhuapl.edu/news_room/details.php?id=148

MESSENGER's Third Mercury Flyby: Slavin et al., Prockter et al., and Vervack et al.

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le Laboratoire d'astrophysique de l'EPFL a observé pour la première fois un cas de quasar placé entre la Terre et une galaxie plus lointaine et jouant le rôle de lentille gravitationnelle. Cette avancée permettra des observations inédites grâce à ce phénomène qui offre une illustration de la relativité générale d'Albert Einstein.

Image prise avec le télescope Keck II du premier quasar situé au premier plan (en bleu)

et agissant comme lentille gravitationnelle, magnifiant une galaxie située au second plan (en rouge).

[Crédit : Courbin, Meylan, Djorgovski, et al., EPFL/Caltech/WMKO]

Une galaxie, distante de 7,5 milliards d'années lumière, apparaît, magnifiée par un objet extrêmement lumineux situé entre elle et la Terre. Il s'agit d'un quasar agissant comme lentille gravitationnelle, que le Laboratoire d'astrophysique de l'EPFL en collaboration avec l'Institut Technologique de Californie (Caltech), a pu observer pour la première fois. La nouvelle est publiée aujourd'hui dans le magazine Astronomy & Astrophysics.

Un quasar désigne la partie centrale d'une galaxie en train d'être absorbée par un trou noir et qui devient alors extrêmement lumineuse.

Une lentille gravitationnelle est un phénomène omniprésent dans l'univers. Il est induit par des objets massifs, tels que des étoiles ou des galaxies, qui dévient les rayons de lumière à leur proximité. Si l'un de ces éléments est placé entre la Terre et une galaxie plus lointaine, cette dernière apparaîtra ainsi plus lumineuse, et donc plus facilement observable, mais également fortement déformée. Si l'alignement entre les différents astres est proche de la perfection, l'image de la source sera multipliée.

Ce phénomène de lentille est une conséquence intéressante de la Théorie de la relativité générale d'Einstein. Mais il est également un outil précieux dans le domaine de l'astrophysique, avec des applications dans la recherche d'exo-planètes, l'étude d'étoiles, de galaxies ou de quasars. La distorsion de la lumière, le nombre d'images de l'objet le plus éloigné et leur position dans le plan du ciel, fournit par exemple des informations essentielles sur la distribution de la matière de la galaxie agissant comme lentille et permet d'en peser la masse totale, matière noire incluse.

Une première mondiale

Une centaine de quasars dont l'image est démultipliée par une galaxie placée entre lui et la Terre ont été recensés. Mais c'est la première fois que le cas inverse est observé – le quasar est au premier plan, la galaxie au deuxième. L'intérêt de cette découverte est qu'elle offre la possibilité inédite de pouvoir mesurer la masse d'une galaxie contenant un quasar.

Cette avancée a été réalisée grâce à la base de données du SLOAN Digital Sky survey (www.sdss.org), qui met à disposition des scientifiques des cartes en trois dimensions couvrant plus d'un quart du ciel et montrant près d'un million de galaxies et plus de 120'000 quasars. Un échantillon de quelques 23'000 d'entre eux, situés dans l'hémisphère nord, a été sélectionné par l'équipe du Laboratoire d'astrophysique. Au final, seuls quatre d'entre eux semblaient agir comme lentille gravitationnelle.

L'un d'eux a été observé avec le télescope Keck (Caltech), implanté au sommet du Mauna Kea à Hawaii. Ces images seront complétées dans les prochains mois par des prises de vue de très haute qualité provenant du télescope spatial Hubble et qui ouvriront la voie à une étude systématique des quasars grâce à l'effet de lentille gravitationnelle.

Liens et documents :

- Vidéo Youtube

- Infographie - qualité print, éditable

- Photo du quasar et de la galaxie magnifiée

- Communiqué de Caltech

- Article du magazine Astronomy & Astrophysics

Source : EPFL http://actualites.epfl.ch/presseinfo-com?id=957

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Sur Terre, le niveau des lacs s'élève et baisse suivant les saisons et avec les changements climatiques à long terme, au fur et à mesure que les précipitations, l'évaporation, et le ruissellement ajoutent et enlèvent le liquide. Maintenant, pour la première fois, des scientifiques ont trouvé la preuve convaincante de changement du niveau des lacs sur la plus grande lune de Saturne, Titan - le seul autre endroit dans le Système solaire vu pour avoir un cycle hydrologique avec du liquide se tenant à la surface.

En utilisant des données recueillies par le vaisseau spatial Cassini sur une période de quatre années, les chercheurs dirigés par l'étudiant diplômé Alexander G. Hayes du Caltech (California Institute of Technology) et Oded Aharonson, professeur agrégé de science planétaire au Caltech ont obtenu deux lignes séparées de preuve montrant approximativement une baisse de 1 mètre par an dans le niveau des lacs dans l'hémisphère sud de Titan.

La diminution est le résultat de l'évaporation saisonnière du méthane liquide des lacs qui, en raison des températures glaciales de Titan (approximativement -300 degrés Fahrenheit aux pôles), se composent en grande partie de méthane liquide, d'éthane, et de propane.

« C'est vraiment passionnant parce que, sur cet objet éloigné, nous pouvons voir cette baisse à l'échelle du mètre dans la profondeur du lac, » dit Hayes. « Nous ne savions pas que Cassini pourrait même voir ces choses. »

Un des lacs - Ontario Lacus (baptisé du nom du lac Ontario sur Terre, qui est de taille comparable) - est le plus grand lac de l'hémisphère sud, et était le premier lac à être observé sur la lune.

Dans un papier soumis au journal Icarus, Hayes, Aharonson, et leurs collègues rapportent que le rivage d'Ontario Lacus a reculé d'environ 10 kilomètres de Juin 2005 à Juillet 2009, une période qui représente le milieu de l'été à l'automne dans l'hémisphère sud de Titan. (Une année de Titan dure 29,5 années de la Terre.)

Ontario Lacus et d'autres lacs de l'hémisphère sud ont été analysés en utilisant des données d'images de l'instrument SAR (Synthetic Aperture Radar) du vaisseau spatial Cassini. Dans les données du radar, les dispositifs plats - tels que les lacs - apparaissent comme des secteurs sombres, alors que les dispositifs rugueux  - tels que les ceintures montagneuses - apparaissent lumineux. L'intensité de l'écho radar fournit des informations sur la composition et la rugosité des dispositifs de surface.

En plus des données de SAR, l'altimètrie radar - qui mesure le temps mis par les signaux micro-ondes rebondissant sur une surface pour revenir au vaisseau - a été collectée à travers une transversale d'Ontario Lacus en Décembre 2008.

« La combinaison du SAR et des mesures d'altimétrie à travers la transversale ont fourni des informations sur les propriétés d'absorption du liquide, et font dire que les liquides sont des hydrocarbures relativement purs composés de méthane et d'éthane et non d'un goudron poisseux, » commente Aharonson.

« Le liquide n'est pas fortement atténuant, » explique Hayes, « ce qui signifie qu'il est assez clair à l'énergie radar - qui est transparent, comme le gaz naturel liquide. »

Pour cette raison, le radar peut voir à travers le liquide dans les lacs de Titan à une profondeur de plusieurs mètres. « Puis le radar frappe le plancher, et rebondit, » dit-il. « Ou, si le lac est plus profond que quelques mètres, le radar est complètement absorbé, produisant une signature "noire". »

Une fois que les propriétés optiques du liquide ont été connues, les chercheurs ont pu utiliser les données du radar pour "voir" le lit du lac sous le liquide - au moins, jusqu'à la profondeur où le signal est complètement atténué. « A quelle distance en mer vous pouvez voir est déterminé par la pente locale du lit du lac, ou la bathymétrie, » indique Hayes.

« Ceci nous a donné la capacité de prendre les modifications des signaux radar et de les convertir en profondeurs, » et par conséquent de calculer la pente du lit du lac autour du lac entier.

« Nous pouvions déterminer la bathymétrie du lac à une profondeur d'environ 8 mètres, » dit-il. Le lac est peu profond et plus en pente douce le long de sa bordure méridionale, dans les secteurs où les sédiments s'accumulent. Le long de son rivage oriental, la pente du lac est légèrement plus raide.

« C'est ce que nous appelons "la tête de pont", » dit Hayes. La pente est très raide le long de la frontière nord du lac, où elle bute contre une chaîne de montagnes.

« Les changements de pente que nous voyons sont compatibles avec la géologie autour du lac, » dit Hayes. Les mesures de la bathymétrie et leurs corrélations géologiques sont discutées dans un papier séparé par Hayes, Aharonson, et ses collègues, lequel a été accepté pour publication dans le Journal of Geophysical Research (JGR).

Les chercheurs ont comparé des images de lac obtenues à quatre ans d'intervalle, et ont constaté qu'Ontario avait rétréci. « L'ampleur du recul du lac est liée à la pente (c'est-à-dire, où le lac est peu profond, le liquide aura reculé davantage, » note Hayes. « Ceci nous permet de déduire la hauteur verticale par laquelle la profondeur de lac a chuté, laquelle est d'environ 1 mètre par an. »

Les chercheurs ont également analysé l'évaporation du méthane des lacs voisins en comparant les signatures du radar de ces lacs comme mesurées en Décembre 2007 aux données obtenues en Mai 2009. Sur cette période, "l'obscurité apparente" des lacs - indiquant la présence d'une atténuation radar du liquide - a soit diminuée ou disparue entièrement, ce qui signifie que leurs niveaux de liquide a été réduits.

Les chercheurs ont pu calculer la baisse de la profondeur du lac, « et nous avons obtenu le même résultat : 1 mètre par an de perte de liquide, » indique Aharonson.

Les lacs dans l'hémisphère nord de Titan - qui est maintenant dans le printemps - ont également été visés à multiples reprises par les instruments radar, mais jusqu'ici aucune modification analogue n'a été détectée d'une manière concluante.

Cela ne signifie pas que les changements ne se sont pas produits, cependant. « Nous nous attendons à ce qu'ils se produisent, mais nous ne savons pas comment ils se manifesteraient dans les données si les lacs dans le nord sont sensiblement plus profonds. Nous allons continuer à rechercher cet effet avec de futures images de radar, pour démêler les variations saisonnières des variations climatiques à plus long terme que nous avons précédemment proposées. » indique Aharonson.

Les travaux décrits dans les deux papiers - "Transient Surface Liquid in Titan's Polar Regions from Cassini," lequel a été soumis à Icarus, et "Bathymetry and Absorptivity of Titan's Ontario Lacus," qui a été accepté par JGR - étaient appuyés par le Cassini Project et le Graduate Student Researchers Program de la NASA, et ont été réalisés en collaboration avec les membres de l'équipe scientifique RADAR de Cassini. La mission Cassini est gérée par le JPL (Jet Propulsion Laboratory) à Pasadena, en Californie.

http://media.caltech.edu/press_releases/13354

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Comme si le débat sur ce qu'est et ce que n'est pas une planète n'était pas assez confus, les astronomes du télescope spatial Hubble ont maintenant confirmé l'existence d'un objet torturé et cuit qui pourrait être appelé une "planète cométaire". La planète géante gazeuse, surnommée HD 209458b, orbite si près de son étoile hôte que son atmosphère réchauffée s'échappe dans l'espace. Maintenant, des observations par le nouvel instrument COS (Cosmic Origins Spectrograph) à bord de Hubble suggère que de puissants vents stellaires balayent le matériel usagé derrière la planète grillée et modèlent celui-ci en une queue en forme de comète.

Conception artistique d'une planète avec une queue.

Crédit artistique : NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)

Cette illustration d'artiste montre une vue de HD 209458b, comme vue depuis la surface d'un hypothétique objet compagnon voisin.

Depuis 2003 les scientifiques ont théorisé que la masse perdue est refoulée dans une queue et ont même calculé à quoi la queue ressemble," commente l'astronome Jeffrey Linsky de l'Université du Colorado à Boulder, dirigeant de l'étude de COS. "Nous pensons que nous avons la meilleure preuve d'observation pour soutenir cette théorie. Nous avons mesuré le gaz se détachant de la planète à des vitesses spécifiques, certaines venant vers la Terre. L'interprétation la plus probable est que nous avons mesuré la vitesse du matériel dans une queue."

HD 209458b pèse légèrement moins que Jupiter, mais elle orbite 100 fois plus près de son étoile que Jupiter le fait. La planète rôtie passe en trombe autour en seulement 3,5 jours. (Par contre, notre plus rapide du Système solaire, Mercure, orbite autour du Soleil en un tranquille 88 jours.) La planète est l'une des planètes extrasolaires le plus intensément surveillées parce que c'est l'un des quelques mondes étrangers connus qui peut être vu passant dans, ou transitant, son étoile. Le passage provoque une lègère diminution de la lumière de l'étoile. En fait, la géante gazeuse est le premier monde étranger découvert pour transiter son étoile parent. Elle orbite l'étoile HD 209458, localisée à 153 années-lumière de la Terre.

Linsky et son équipe ont employé COS pour analyser l'atmosphère de la planète pendant les événements de transit. Pendant un passage, les astronomes peuvent étudier la structure et la composition chimique d'une atmosphère de planète en échantillonnant la lumière des étoiles qui la traverse. La diminution de lumière stellaire due au passage de la planète, à l'exclusion de l'atmosphère de la planète, est très petite, de seulement 1,5 pour cent. Quand l'atmosphère est ajoutée, la diminution passe à 8 pour cent, indiquant une atmosphère gonflée.

COS a détecté les éléments lourds de carbone et de silicium dans l'atmosphère superbe-chaude de la planète (environ 1.100 degrés Celsius). Cette détection révèle que l'étoile parent réchauffe l'atmosphère entière, remontant les éléments plus lourds et leur permettant de s'échapper de la planète.

Les données de COS ont également montré que le matériel quittant la planète ne voyageait pas tout à la même vitesse. "Nous avons trouvé que le gaz s'échappe à des vitesses élevées, avec une grande quantité de ce gaz s'écoulant vers nous à environ 35.000 kilomètres par heure," explique Linsky. "Ce grand écoulement de gaz est le gaz probablement balayé par le vent stellaire pour former la queue en forme de comète qui suit la planète."

Le plus récent spectrographe de Hubble, avec sa capacité de sonder la chimie de la planètre à des longueurs d'onde ultra-violettes qui ne sont pas accessibles aux télescopes au sol, s'avère être un instrument important pour sonder les atmosphères de "hot Jupiters" comme HD 209458b. Les astronomes ont également employé COS pour échantillonner l'atmosphère d'une autre planète cuite, WASP-12b, dont l'atmosphère gonflée se déverse sur son étoile.

Un autre instrument de Hubble, l'instrument STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph), a observé HD 209458b en 2003. Les données de STIS ont montré une atmosphère active et s'évaporant, et une structure en forme de queue de comète a été suggérée comme possibilité. Mais STIS n'était pas capable d'obtenir le détail spectroscopique nécessaire pour montrer un composant de gaz se déplaçant vers la Terre pendant les transits. En raison de la combinaison unique de COS de la très élevée sensibilité ultra-violette et de la bonne résolution spectrale, le composant de gaz en mouvement vers la Terre - la queue - a pu être directement détectée pour la première fois.

Bien que cette planètre "extrême" soit rôtie par son étoile, elle ne sera pas détruite de sitôt. Il faudra environ un trillion d'années pour que la planète s'évapore," ajoute Linsky.

Le résultat est paru dans l'édition du 10 juillet de The Astrophysical Journal.

http://hubblesite.org/news/2010/21/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Toutes les étoiles naissent de la même manière

Des astronomes ont obtenu la première image d'un disque de poussière encerclant de près une étoile massive récemment née, apportant la preuve directe que les étoiles massives se forment de la même manière que leurs soeurs plus petites. Cette découverte, réalisée grâce à plusieurs télescopes de l'ESO, est présentée cette semaine dans un article de la revue Nature.

Un disque autour d'un bébé étoile massive (impression d'artiste)

Crédit : ESO/L. Calçada/M. Kornmesser

« Nos observations révèlent un disque environnant une jeune étoile massive à l'état embryonnaire, qui est maintenant totalement formée » déclare Stefan Kraus, le responsable de cette étude. « Certains diront que le bébé est sur le point d'être mis au monde ».

L'équipe d'astronomes a observé un objet connu sous le nom énigmatique d'IRAS 13481-6124. La jeune étoile centrale, qui est toujours entourée par son cocon prénatal, a une masse d'environ 20 fois celle du Soleil et un rayon cinq fois plus grand. Elle se situe dans la constellation du Centaure, à 10.000 années-lumière de la Terre.

Le disque autour d'IRAS 13481-6124

Crédit : ESO/S. Kraus

A partir d'images d'archives obtenues par le satellite Spitzer de la NASA et par des observations effectuées avec le Télescope submillimétrique APEX de 12 mètres de diamètre, les astronomes ont découvert la présence d'une trace d'éjection de matière.

« De tels jets sont couramment observés autour de jeunes étoiles de faible masse et indiquent généralement la présence d'un disque, » précise Stefan Kraus.

Les disques circumstellaires sont des éléments essentiels dans le processus de formation des étoiles de faible masse comme notre Soleil. Cependant, nous ne savons pas si ces disques sont également présents durant la formation des étoiles de masse supérieure à dix fois celle du Soleil, car le rayonnement puissant qu'elles émettent pourrait empêcher la matière de tomber sur l'étoile. Il a ainsi été proposé que les étoiles massives pourraient se former lorsque des étoiles plus petites fusionnent.

Afin de découvrir et de comprendre les propriétés de ce disque, les astronomes ont utilisé le mode interférométrique du VLT, le VLTI (Very Large Telescope Interferometer), de l'ESO. En combinant la lumière de trois des télescopes auxiliaires de 1,80 mètre du VLTI avec l'instrument AMBER, cet équipement permet aux astronomes d'observer des détails aussi précis que s'ils avaient un télescope avec un miroir de 85 mètres de diamètre. La résolution obtenue correspond à 2,4 millisecondes d'angle, ce qui équivaudrait à distinguer la tête d'une vis de la station spatiale internationale, ou encore à plus de dix fois la résolution atteinte avec les télescopes spatiaux actuels observant dans le visible.

Avec cette capacité exceptionnelle, complétée par des observations réalisées avec un autre télescope de l'ESO, le télescope NTT de 3,58 mètres de diamètre à La Silla, Stefan Kraus et ses collègues ont été capables de détecter un disque autour d'IRAS 13481-6124.

« C'est la première fois que nous pouvons prendre une image de la région interne d'un disque autour d'une étoile massive » précise Stefan Kraus « Nos observations montrent que la formation se passe de la même manière pour toutes les étoiles, quelle que soit leur masse. »

Les astronomes ont déterminé que le système était âgé de 60 000 années-lumière et que l'étoile avait atteint sa masse finale. A cause de la lumière intense de l'étoile qui est 30 000 fois plus lumineuse que le Soleil, le disque va bientôt s'évaporer. Ce disque évasé s'étend sur 130 fois la distance Terre-Soleil (130 Unités Astronomiques) et a une masse similaire à celle de l'étoile, soit environ vingt fois celle du  Soleil.  De plus, les parties internes du disque apparaissent dépourvues de poussière.

« De prochaines observations avec ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), en cours de construction au Chili, pourraient fournir plus d'informations sur ces parties internes et nous permettre de mieux comprendre comment les étoiles massives « nouveaux nés » deviennent grosses, » conclut Stefan Kraus.

Plus d'informations :

Cette recherche a été présentée dans un article publié cette semaine dans la revue Nature (“A hot compact dust disk around a massive young stellar object”, by S. Kraus et al.).

L'équipe est composée de Stefan Kraus (University of Michigan, USA), Karl-Heinz Hofmann, Karl M. Menten, Dieter Schertl, Gerd Weigelt, Friedrich Wyrowski et Anthony Meilland (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Allemagne), Karine Perraut (Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble, France), Romain Petrov et Sylvie Robbe-Dubois (Université de Nice Sophia-Antipolis/CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur, France), Peter Schilke (Universität zu Köln, Allemagne), et Leonardo Testi (ESO).

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

Lien :

L'article scientifique

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1029/

http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/les-etoiles-et-notre-galaxie/des-etoiles-massives-naissent-aussi-d-un-disque-d-accretion

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

A. Maintzer (JPL) a annoncé la découverte d'une nouvelle comète le 05 Juillet 2010, dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield) et par J. Luthe (Mauna Kea). Par la suite, des images antérieures à la découverte prises par le Catalina Sky Survey, datant du 13 Avril et des 08 et 18 Mai, ont été identifiées.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 N1 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 16 Août 2010 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil, et une période d'environ 5,74 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10N48.html (MPEC 2010-N48)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2010%20N1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'astéroïde Lutetia s'est révélé comme un monde frappé par de nombreux cratères. La mission Rosetta de l'ESA a renvoyé les premières images en plan rapproché de l'astéroïde montrant qu'il est plus probablement un survivant primitif de la naissance violente du Système solaire.

Le survol a été un succès spectaculaire avec Rosetta exécutant un sans faute. L'approche au plus près a eu lieu à 18:10 CEST (16h10 UTC), à une distance de 3.162 kilomètres.

Les images montrent que Lutetia est fortement criblé de cratères, ayant souffert de nombreux impacts au cours de ses 4,5 milliards d'années d'existence. Pendant que Rosetta s'approchait, une dépression en forme de cuvette géante s'étendant à travers une grande partie de l'astéroïde a pivoté dans la vue. Les images confirment que Lutetia est un corps alongé, avec son plus long côté d'environ 130 km.

Les images viennent de l'instrument OSIRIS, qui combine un appareil-photo grand-angle et à un champ restreint. Lors de l'approche au plus près, des détails à l'échelle de 60 mètres peuvent être vus au-dessus de la surface entière de Lutetia.

« Je pense que c'est un très vieil objet. Nous avons vu ce soir un reste de la création du Système solaire, » note Holger Sierks, l'investigateur principal d'OSIRIS, au Max Planck Institute for Solar System Research, Lindau.

Rosetta est passé auprès de l'astéroïde à 15 km/s accomplissant le survol en juste une minute. Mais les appareils-photo et autres instruments étaient en action depuis des heures et dans certains cas des jours à l'avance, et continueront après. Peu de temps après l'approche au plus près, Rosetta a commencé à transmettre des données vers la Terre pour traitement.

Lutetia a été un mystère pendant de nombreuses années. Les télescopes au sol ont montré que l'astéroïde présente des caractéristiques déroutantes. A certains égards il ressemble à un astéroïde de type C, un corps primitif restant de la formation du Système solaire. Dans d'autres, il ressemble à un astéroïde de type M. Ceux-ci ont été associés aux météorites de fer, sont habituellement dans des couleurs rougeâtres et sont vraisemblablement des fragments de noyaux d'objets beaucoup plus grands.

Les nouvelles images et les données d'autres instruments de Rosetta aideront à décider mais pas ce soir. L'information de la composition sera nécessaire pour ceci.

Rosetta a fait fonctionner une suite complète d'instruments lors de la rencontre, y compris la télédétection et les mesures in-situ. Une partie de la charge utile de son lander Philae a également été allumée. Ensemble ils ont recherché la preuve d'une atmosphère fortement tenue, d'effets magnétiques, et ont étudié la composition de surface ainsi que la densité de l'astéroïde. Ils ont également essayé d'attraper tous les grains de poussière qui auraient pu flotté dans l'espace près de l'astéroïde pour l'analyse à bord. Les résultats de ces instruments viendront plus tard.

Le survol marque l'accomplissement d'un des objectifs scientifiques principaux de Rosetta. Le vaisseau spatial continuera maintenant vers sa cible primière, la comète Churyumov-Gerasimenko. Il aura rendezvous avec la comète en 2014, la cartographiant et l'étudiant. Il accompagnera alors la comète pendant des mois, de près de l'orbite de Jupiter vers son approche au plus près du Soleil. En Novembre 2014, Rosetta déploiera Philae pour débarquer sur le noyau de la comète. « Wunderbar ! » s'exclame David Southwood (ESA Director of Science and Robotic Exploration), « C'est un grand jour pour l'exploration, un grand jour pour la science européenne. La précision d'horloge est un grand hommage aux scientifiques et aux ingénieurs de nos Etats membres dans notre industrie et, pas moins, dans l'ESA lui-même. Vivement 2014 et notre rendez-vous cométaire. »

Mais dorénavant, l'analyse des données de Lutetia deviendra maintenant le centre d'intérêt pour les équipes d'instruments de Rosetta. Il y a juste vingt-quatre heures, Lutetia était un lointain étranger. Maintenant, grâce à Rosetta, c'est devenu un ami proche.

http://www.esa.int/esaCP/SEM44DZOFBG_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En combinant les observations effectuées avec le VLT de l'ESO et le télescope à rayons X Chandra de la NASA, des astronomes ont découvert la paire de jets la plus puissante jamais observée, émise par un trou noir stellaire. Cet objet, également connu comme un microquasar, propulse une gigantesque bulle de gaz de 1000 années lumière de diamètre, deux fois plus grande et dix fois plus puissante que celles des autres microquasars connus. Cette découverte est présentée cette semaine dans la revue Nature.

« Nous avons été surpris par la quantité d'énergie injectée dans le gaz par le trou noir », déclare Manfred Pakull, le premier auteur de l'article scientifique. « Ce trou noir ne fait que quelques masses solaires mais c'est une véritable version miniature des quasars les plus puissants et des radiogalaxies qui contiennent des trous noirs ayant une masse de quelques millions de masses solaires. »

Les trous noirs sont connus pour éjecter une quantité prodigieuse d'énergie quand ils absorbent de la matière. On supposait que la majorité de l'énergie sortait sous forme de radiations et principalement en rayons X. Toutefois, cette nouvelle découverte montre que certains trous noirs peuvent émettre au moins autant d'énergie et peut être plus encore sous forme de jets directifs de particules à grande vitesse. Ces jets rapides entrent en collision avec le gaz interstellaire environnant, l'échauffant et déclenchant l'expansion de la bulle. Cette bulle gonflée contient un mélange de gaz chaud et de particules à très grande vitesse à différentes températures. Des observations dans différents domaines du spectre (visible, radio, rayons X) aident les astronomes à calculer à quel rythme le trou noir chauffe son environnement.

Les astronomes ont pu observer l'endroit où les jets percutent le gaz interstellaire situé autour du trou noir et découvrir que la bulle de gaz chaud s'enfle à une vitesse voisine du million de kilomètres par heure.

« La longueur des jets dans NGC 7793 est surprenante comparée à la taille du trou noir qui les émet, » précise Robert Soria [1], un des coauteurs de l'article scientifique. « Si le trou noir était rapporté à l'échelle d'un terrain de foot, chaque jet s'étendrait de la Terre jusqu'au-delà de l'orbite de Pluton. »

Cette recherche va aider les astronomes à comprendre les similitudes entre les petits trous noirs nés de l'explosion des étoiles et les trous noirs super massifs situés au centre des galaxies. Des jets très puissants émis par des trous noirs super massifs ont été observés, mais l'on pensait qu'ils étaient moins fréquents dans la catégorie des plus petits microquasars. Cette nouvelle découverte suggère qu'un bon nombre d'entre eux n'a tout simplement pas été détecté jusqu'à présent.

Ce trou noir soufflant sa bulle de gaz se situe à 12 millions d'années lumière de la Terre, à la périphérie de la galaxie spirale NGC 7793 (eso0914b). A partir de la taille et de la vitesse d'expansion de la bulle, les astronomes ont découvert que l'activité des jets dure depuis au moins 200 000 ans.

Note

[1] Les astronomes n'ont pas encore de moyens pour mesurer la taille du trou noir lui-même. Le plus petit trou noir découvert jusqu'à présent a un rayon de 15 km. Un trou noir stellaire moyen d'environ 10 masses solaires a un rayon de 30 km, alors que le rayon d'un « gros » trou noir stellaire peut atteindre les 300 km, ce qui reste beaucoup plus petit que les jets qui s'étendent sur plusieurs centaines d'années lumière de chaque côté du trou noir, ou soit environ plusieurs milliers de millions de millions de km.

Plus d'informations

Ce résultat a été publié cette semaine dans la revue Nature (A 300 parsec long jet-inflated bubble around a powerful microquasar in the galaxy NGC 7793, by Manfred W. Pakull, Roberto Soria and Christian Motch).

Liens

L'article scientifique

Plus d'information: Black Hole Press Kit

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2010/pr-28-10.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Comme un spectacle de feux d'artifice du 4 Juillet, une jeune et éclatante collection d'étoiles ressemble à un éclat aérien. L'amas est entouré par des nuages de gaz et de poussières interstellaires - le matériel brut pour la formation de nouvelles étoiles. La nébuleuse, située à 20.000 années-lumière dans la constellation de la Carène, contient un amas central d'énormes et chaudes étoiles, appelé NGC 3603.

Cet environnement n'est pas si paisible qu'il y paraît. La radiation ultraviolette et les violents vents stellaires ont creusé une énorme cavité dans le gaz et la poussière enveloppant l'amas, fournissant une vue dégagée de l'amas.

La plupart des étoiles dans l'amas sont nées vers la même époque mais diffèrent en taille, masse, température, et couleur. La durée de vie d'une étoile est déterminée par sa masse, aussi un amas d'un âge donné contiendra des étoiles à des étapes variées de leurs vies, donnant une opportunité pour des analyses détaillées des cycles de vie stellaire. NGC 3603 contient également certaines des étoiles les plus massives connues. Ces énormes étoiles vivent rapidement et meurent jeunes, brûlant leur carburant d'hydrogène rapidement et finissant en fin de compte leur vie en explosions de supernova.

Les amas d'étoiles comme NGC 3603 founissent des indices importants pour comprendre l'origine de la formation d'étoiles massives dans le jeune et lointain Univers. Les astronomes utilisent également les amas massifs pour étudier les flambées stellaires lointaines qui surviennent lorsque les galaxies se percutent, allumant une vague de formation stellaire. La proximité de NGC 3603 en fait un excellent laboratoire pour étudier de tels événements distants et essentiels.

Cette image du télescope spatial Hubble a été capturée en Août 2009 et en Décembre 2009 avec l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3) en lumière visible et en infrarouge, qui trace la lueur du soufre, de l'hydrogène, et du fer.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/22/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le satellite Planck de l'ESA vient de délivrer une image exceptionnelle de l'intégralité du ciel provenant du premier relevé, qui est tout juste achevé. Celle-ci met en évidence les deux sources de rayonnement du ciel les plus importantes dans le domaine des micro-ondes : le rayonnement fossile et la Voie lactée. Le rayonnement fossile correspond à l'écho lumineux du Big Bang. Il témoigne des premiers instants de l'Univers, qu'il a traversé pendant près de 13,7 milliards d'années avant de parvenir jusqu'à nous. Dans certaines directions, on voit en superposition le rayonnement issu de divers objets astrophysiques, notamment notre Galaxie, la Voie lactée. Grâce aux observations de Planck à neuf fréquences différentes, et grâce à des techniques sophistiquées d'analyse d'images, il est possible de distinguer ces différents rayonnements. Ils deviendront des produits scientifiques distincts de grande importance, tant pour les astrophysiciens que pour les cosmologistes, et seront rendus publics fin 2012.

Le satellite Planck de l'ESA observe actuellement tout le ciel dans le domaine des micro-ondes [1]. L'objectif principal de la mission Planck est d'observer le rayonnement fossile, c'est-à-dire la lumière issue des premiers instants de l'Univers. Les minuscules fluctuations de température de ce rayonnement portent la trace des germes des grandes structures cosmiques qui se sont formées plus tard, comme les galaxies ou les amas de galaxies. Néanmoins, à ce rayonnement fossile s'ajoute une brume de lumière d'avant-plan issue de notre propre Galaxie. Il s'agit de l'émission du milieu interstellaire, mélange de gaz et poussières qui remplit notre Voie lactée. Cette émission de notre Galaxie ne masque pas le rayonnement fossile, mais se superpose à celui-ci.

Cette première image de tout le ciel représente une synthèse particulière de toute l'information que Planck est en train de collecter. Elle a été spécifiquement traitée pour mettre en valeur l'émission de notre Galaxie. D'autres traitements peuvent en revanche mettre en exergue la partie cosmologique. Pour y arriver avec la précision requise, les équipes scientifiques de Planck ont développé un système dédié très sophistiqué d'analyse d'images [2], qui utilise toute la finesse et la sensibilité exceptionnelles des images de Planck dans ces neuf bandes de fréquence.

La structure granulaire du rayonnement fossile est la plus manifeste dans les régions en haut et en bas de l'image, où l'émission de notre Galaxie est plus faible, » nous explique le responsable scientifique de l'instrument HFI, Jean-Michel Lamarre du Laboratoire d'étude du rayonnement et de la matière en astrophysique [3]. « Par ailleurs, une partie importante du ciel montre différentes régions de la Voie lactée, très brillante le long du plan galactique (la large bande horizontale centrale claire), mais qui s'étend aussi au-dessus et au-dessous, même si elle y est moins intense. »

Jean-Loup Puget, directeur de recherche du CNRS à l'Institut d'astrophysique spatiale [4] et responsable scientifique du consortium de laboratoire qui a construit l'instrument HFI, explique que « le milieu interstellaire de la Voie lactée est composé de nuages de gaz et de poussières de différente composition, température, et densité. Heureusement, les différentes phases du milieu interstellaire émettent dans des bandes de fréquences, des « couleurs » différentes ; ces signatures peuvent être utilisées pour séparer l'émission galactique, et donc pour les soustraire des images afin d'extraire le rayonnement fossile, de la même façon que le cerveau humain est capable d'isoler la voix d'une personne qui parle au milieu d'un groupe en pleine discussion. L'analyse de la composante interstellaire donnera des informations précieuses sur les mécanisme de formation des étoiles dans notre Galaxie.»

François Bouchet, directeur de recherche du CNRS à l'Institut d'astrophysique de Paris [5], coordinateur scientifique et responsable du traitement des données, souligne : « Après 17 ans de travaux préparatoires un peu arides, nous avons enfin sur nos écrans ces données qui recèlent des éléments de réponses à des questions cosmologiques dans la continuation des grandes interrogations sur l'Univers et l'origine qui agitent l'humanité depuis les temps les plus reculés ». Mais les principaux résultats cosmologiques demanderont près de deux années supplémentaires de collecte, de traitement et d'analyse des données. Pendant ce temps, l'analyse détaillée de l'émission galactique permettra une grande amélioration de notre connaissance de la structure de la Voie lactée.

Les laboratoires CNRS (INSU [6] et IN2P3 [7]) ont joué un rôle crucial dans la conception, le développement et la maîtrise d'œuvre de l'instrument HFI (High Frequency Instrument). En particulier :

- l'Institut d'astrophysique spatiale (IAS : CNRS, Université Paris-Sud 11, OSU/INSU) a joué le rôle principal en assurant la conception initiale et la responsabilité scientifique et technique de l'instrument. Il a de plus assuré l'intégration et les tests de l'instrument fini ;

- l'Institut d'astrophysique de Paris (IAP : CNRS, Université Pierre et Marie Curie, OSU/INSU) a plutôt contribué au développement des objectifs scientifiques et à la conception du traitement des données ; il  héberge le Centre de traitement des données et est responsable de cette activité ;

- le Centre de recherches sur les très basses températures, aujourd'hui Institut Néel (CNRS) et le Laboratoire de physique subatomique et cosmologie (LPSC : CNRS, Université Joseph Fourier, Institut Polytechnique de Grenoble) ont joué un grand rôle dans le développement de la cryogénie à respectivement 0,1K et 20 K ;

- le Centre d'études spatiales des rayonnements (CESR : CNRS, Université Paul Sabatier, OMP-OSU/INSU) dans celui de l'électrique de lecture des détecteurs ;

- le Laboratoire de l'accélérateur linéaire (LAL : CNRS, Université Paris-Sud 11) dans celui de l'ordinateur de bord ;

- le laboratoire Astroparticule et cosmologie (APC : CNRS, Université Paris-Diderot, CEA, Observatoire de Paris) dans le développement de moyens de tests;

- le Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG : CNRS, Université Joseph Fourier, OSUG-OSU/INSU) ;

- le Laboratoire d'études du rayonnement et de la matière en astrophysique (LERMA : CNRS, Observatoire de Paris, Université Cergy-Pontoise, UPMC, Ecole Normale Supérieure), ont apporté leur expertise dans la modélisation de l'instrument.

- Le Centre de Calcul de l'IN2P3-CNRS qui participe activement au traitement des données de Planck

Notes :

[1] Entre 30 et 857 GHz, soit les domaines submillimétrique, millimétrique, et centimétrique

[2] Ce système est composé du centre d'opération de HFI basé à l'Institut d'astrophysique spatiale et du centre de traitement des données situé à l''Institut d'astrophysique de Paris, tout deux financièrement soutenus par le CNES.

[3] LERMA, Observatoire de Paris, UPMC, CNRS, ENS, Université de Cergy-Pontoise.

[4] IAS, Université Paris-Sud 11, CNRS, Observatoire des Sciences de l'Univers-Institut National des Sciences de l'Univers.

[5] IAP, UPMC, CNRS, Observatoire des Sciences de l'Univers-Institut National des Sciences de l'Univers.

[6] Institut des Sciences de l'Univers du CNRS

[7] Institut national de physique nucléaire et de physique des particules du CNRS

Pour en savoir plus :

Sur le satellite Planck

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/notre-galaxie-et-l-echo-lumineux-du-big-bang-reveles-par-le-satellite-planck

Images de l'intégralité du ciel : http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/le-premier-ciel-complet-du-satellite-planck

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie