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Nouvelles du Ciel de Juillet 2012 |
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Nouvelles du Ciel de Juillet 2012 |
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Le cargo russe s'arrime avec succès à l'ISS
: Le cargo spatial russe Progress s'est arrimé avec succès à
la Station spatiale internationale à l'aide du nouveau système
radar d'amarrage Kours. Dans la nuit du 23 au 24 juillet, le cargo Progress
s'est désarrimé de l'ISS afin de procéder à une
série de tests du système radar modernisé, destiné
à accueillir les prochains cargos non pilotés russes. Toutefois,
le Progress a raté son amarrage. Après une analyse approfondie
de la situation et l'ensemble des travaux nécessaires, la deuxième
tentative a été effectuée dans la nuit du 28 au 29 juillet.
Cette fois-ci, c'était un succès.
Le plus grand télescope Cherenkov jamais construit voit
sa première lumière : Le 26 Juillet 2012, le télescope
HESS-II a commencé à fonctionner en Namibie. Dédié
à l'observation en rayons gamma de très haute énergie,
des phénomènes les plus violents et extrêmes de l'Univers,
HESS-II est le plus grand télescope Cherenkov jamais construit, avec
un miroir de 28 mètres de taille. Avec les quatre télescopes plus
petits (12m) déjà en exploitation depuis 2004, l'Observatoire
H.E.S.S. ("High Energy Stereoscopic System") est à la pointe
de l'astronomie au sol et permettra une meilleure compréhension des sources
connues de haute énergie cosmiques tels que les trous noirs supermassifs,
les pulsars et supernovae, ainsi que la recherche de nouvelles classes de sources
cosmiques de haute énergie.
Un cargo japonais s'arrime à l'ISS : Le cargo japonais
Kounotori-3 (HTV-3) lancé le 21 juillet depuis le cosmodrome de Tanegashima,
dans le sud du Japon, a été arrimé vendredi à la
Station spatiale internationale (ISS). La procédure d'arrimage a pris
fin à 15h55 UTC. Un membre américain de l'équipage de l'ISS
a effectué la procédure au moyen du bras manipulateur Canadarm.
Les cosmonautes russes n'ont pas participé à cette opération
contrôlée par les centres spatiaux américain et japonais.
Le cargo transporte de l'eau, des vivres, des équipements scientifiques,
ainsi que du matériel destiné à la réparation du
système d'épuration de l'eau à bord de la station orbitale.
Le Kounotori-3 a également pour mission de placer sur orbite cinq petits
satellites conçus par des universités japonaises. Le premier cargo
Kounotori a été lancé en septembre 2009, le Kounotori-2
en janvier 2011. Le Japon envisage de lancer sept vaisseaux de ce type d'ici
2016.
Comète P/2012 O3 (McNaught)
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Une nouvelle comète a été découverte par Rob H. McNaught (Australian National University) sur les images CCD obtenues le 26 Juillet 2012 avec le télescope Uppsala Schmidt de 0,5-m à Siding Spring. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de N. D. Diaz (Teide Observatory), T. Linder et R. Holmes (via Cerro Tololo), J. Spagnotto (Observatorio El Catalejo, Santa Rosa), G. Sostero, N. Howes, E. Guido (via Haleakala-Faulkes Telescope North), P. Miller, P. Roche, A. Tripp, R. Miles, R. Holmes, S. Foglia, et L. Buzzi (via Haleakala-Faulkes Telescope North), C. Colazo, A. Rosanova, G. Fassetta, N. Muguiro, et S. Morero (Cordoba), A. Chapman (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), et T. Lister (via Siding Spring-Faulkes Telescope South).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2012 O3 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 15 Août 2012 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil, et une période d'environ 9,7 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 16 Août 2012 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil, et une période d'environ 9,7ans.
Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaught compte désormais 73 comètes à son actif (61 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Les plus grosses étoiles ne vivent pas seules
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Le VLT a découvert que la plupart des étoiles très massives vivent en binômes en interaction.
Une nouvelle étude, réalisée avec le très grand télescope (VLT) de l'ESO, a montré que la plupart des étoiles de grande masse très brillantes, qui conditionnent l'évolution des galaxies, ne vivent pas seules. Pratiquement les trois quarts de ces étoiles se révèlent avoir à proximité une étoile « compagne », bien plus que ce que l'on imaginait auparavant. Etonnamment, la plupart de ces binômes connaissent des interactions qui les perturbent, comme des transferts de masse d'une étoile à l'autre et environ un tiers de ces binômes est même supposé fusionner pour ne former au final qu'une seule étoile. Les résultats de cette étude sont publiés dans l'édition du 27 juillet 2012 de la revue Science.
Crédit : ESO/L. Calçada/S.E. de Mink
L'Univers est un endroit très varié et nombreuses sont les étoiles assez différentes du Soleil. Une équipe internationale a utilisé le VLT pour étudier ce que l'on appelle les étoiles de type O. Ces étoiles ont une température très élevée, une masse très importante et sont très lumineuses [1]. Elles ont une vie courte et violente et jouent un rôle clé dans l'évolution des galaxies. Elles sont également liées à des phénomènes extrêmes comme les « étoiles vampires » - c'est-à-dire lorsqu'une étoile plus petite aspire la matière à la surface de sa voisine plus volumineuse – et les sursauts gamma.
« Ces étoiles sont de véritables monstres » déclare Hugues Sana (University of Amsterdam, Pays-Bas), premier auteur de cette étude. « Elles ont une masse d'au moins 15 fois la masse du Soleil et peuvent être jusqu'à un million de fois plus brillantes. Ces étoiles sont si chaudes qu'elles brillent d'une lumière bleuâtre très lumineuse et la température à leur surface dépasse les 30 000 degrés Celsius. »
Ces astronomes ont étudié un échantillon de 71 étoiles de type O individuelles et en paires (étoiles binaires) dans six jeunes amas d'étoiles de la Voie Lactée proches de la Terre.
La plupart des observations de leur étude ont été faites avec des télescopes de l'ESO, dont le VLT.
En analysant la lumière provenant de ces cibles [2] de manière bien plus précise que précédemment, cette équipe a découvert que 75% de toutes les étoiles de type O appartiennent à des systèmes binaires, une proportion plus importante que ce que l‘on pensait auparavant et la première détermination précise de ce nombre. Mais, plus important encore, ils ont trouvé que la proportion de ces paires dont les étoiles sont suffisamment proches l'une de l'autre pour interagir (par fusion stellaire ou par transfert de masse avec ce que l'on appelle les étoiles vampires) est de loin plus conséquente que quiconque ne l'avait imaginé, ce qui a des conséquences profondes pour notre compréhension de l'évolution des galaxies.
Les étoiles de type O constituent juste une fraction d'un pourcentage d'étoiles dans l'Univers, mais les phénomènes violents qui leur sont associés signifient qu'elles ont un effet considérable, sur leur environnement. Les vents et les chocs en provenance de ces étoiles peuvent à la fois déclencher et stopper la formation stellaire, leurs radiations alimentent le rayonnement des nébuleuses brillantes, leurs supernovae enrichissent les galaxies avec leurs éléments lourds essentiels à la vie et elles sont associées aux sursauts gamma, qui sont parmi les phénomènes les plus énergétiques de l'Univers. Les étoiles de type O sont par conséquent impliquées dans de nombreux mécanismes qui conditionnent l'évolution des galaxies.
« La vie d'une étoile est fortement affectée s'il y a une autre étoile dans son voisinage, » déclare Selma de Mink (Space Telescope Science Institute, USA), co-auteur de l'étude. « Si deux étoiles sont en orbite l'une autour de l'autre en étant très proches, elles peuvent finalement fusionner. Mais, même si elles ne le font pas, une des étoiles aspirera bien souvent la matière de la surface de sa voisine. »
Les fusions d'étoiles qui selon l'estimation de cette équipe constituent le sort final d'environ 20 à 30 % des étoiles de type O, sont des événements violents. Mais, même le scénario comparativement plutôt plus doux des étoiles vampires, qui compte pour une autre part de 40 à 50 % des cas, a de profonds effets sur l'évolution de ces étoiles.
Jusqu'à maintenant, les astronomes considéraient majoritairement que les orbites serrées d'étoiles binaires massives étaient une exception, quelque chose nécessaire seulement pour expliquer des phénomènes exotiques comme les binaires X (à rayonnement X), les pulsars doubles et les trous noirs binaires. Cette nouvelle étude montre que pour interpréter correctement l'Univers, on ne peut pas faire cette simplification : ces étoiles doubles massives ne sont pas simplement courantes, leur vie est fondamentalement différente de celle des étoiles individuelles.
Par exemple, dans le cas des étoiles vampires, l'étoile la plus petite et de plus faible masse est rajeunie car elle aspire l'hydrogène « neuf » de sa compagne. Sa masse va augmenter substantiellement et elle survivra à sa compagne, vivant même bien plus longtemps que ne le ferait une étoile individuelle de même masse. L'étoile victime, pendant ce temps, est dépouillée de son enveloppe avant d'avoir une chance de devenir une supergéante rouge lumineuse. Au lieu de cela, son cœur chaud bleu est mis à nu. De ce fait, la population stellaire d'une galaxie lointaine peut apparaître bien plus jeune qu'elle ne l'est réellement : les étoiles vampires rajeunies de même que les étoiles victimes dépouillées deviennent plus chaudes et de couleur plus bleue, mimant ainsi l'apparence d'étoiles plus jeunes. Connaitre la proportion réelle d'étoiles binaires massives en interaction est donc crucial pour caractériser correctement ces galaxies lointaines. [3]
« La seule information qu'ont les astronomes sur les galaxies lointaines provient de la lumière qui atteint nos télescopes. Sans faire de supposition sur ce qui est à l'origine de cette lumière, nous ne pouvons pas dresser de conclusion concernant la galaxie, par exemple à propos de sa masse ou de son âge. Cette étude montre que l'hypothèse courante stipulant que la plupart des étoiles sont individuelles peut conduire à de mauvaises conclusions, » conclut Hugues Sana.
Comprendre l'importance de ces effets et dans quelle mesure cette nouvelle perspective changera notre vision de l'évolution galactique nécessite des études complémentaires. Faire des modèles d'étoiles binaires n'est pas simple, aussi, il faudra du temps avant que toutes ces considérations soient intégrées dans les modèles de formation des galaxies.
Note : [1] La plupart des étoiles sont classées selon leur type spectral, autrement dit leur couleur. Cette classification est elle-même liée à la masse des étoiles et à la température de leur surface. Des plus bleues (et donc des plus chaudes et des plus massives) aux plus rouges (et donc des plus froides et des moins massives), la classification la plus commune est O, B, A, F, G, K et M. La température de la surface des étoiles de type O est d'environ 30 000 degrés Celsius ou plus et elles apparaissent d'un bleu pale brillant. Leur masse est d'au moins 15 fois celle du Soleil.
[2] Les étoiles qui composent des systèmes d'étoiles binaires sont généralement trop proches l'une de l'autre pour être vues directement en tant que deux points de lumière séparés. Toutefois, l'équipe a été capable de détecter leur nature binaire en utilisant l'instrument UVES (Ultraviolet and Visible Echelle Spectrograph) du VLT. Les spectrographes dispersent la lumière des étoiles comme un prisme décompose la lumière du Soleil en arc en ciel. De subtils motifs, semblables à un code-barres sont imprimés dans la lumière des étoiles. Ces motifs sont dus aux éléments se trouvant dans l'atmosphère des étoiles qui obscurcissent des couleurs spécifiques de la lumière. Quand les astronomes observent une étoile unique, ces motifs appelés raies d'absorption sont fixes, mais dans un système binaire, les raies respectives des deux étoiles sont légèrement décalées les unes par rapport aux autres du fait du mouvement des étoiles. L'amplitude avec laquelle ces raies sont décalées les unes par rapport aux autres et la manière qu'elles ont de bouger au cours du temps permettent aux astronomes de déterminer le mouvement des étoiles et par conséquent les caractéristiques de leur orbite, y compris de conclure si elles sont suffisamment proches l'une de l'autre pour échanger de la masse ou même fusionner.
[3] L'existence de ce grand nombre d'étoiles vampires s'accorde bien avec un phénomène auparavant inexpliqué. Pour environ un tiers des étoiles qui explosent en supernovae, on observe qu'elles ont étonnamment peu d'hydrogène. Cependant la proportion de supernovae pauvres en hydrogène correspond pratiquement à la proportion des étoiles vampires trouvées dans cette étude. Les étoiles vampires sont supposées provoquer des supernovae pauvres en hydrogène parmi leurs victimes, puisque les couches externes riches en hydrogène sont absorbées par la gravité de l'étoile vampire avant que la victime ne parvienne à exploser en supernova.
Plus d'informations Cette recherche a été présentée dans un article intitulé "Binary interaction dominates the evolution of massive stars", H. Sana et al., publié dans la revue Science du 27 July 2012.
L'équipe est composée de H. Sana (Amsterdam University, Pays-Bas), S.E. de Mink (Space Telescope Science Institute, Baltimore, USA; Johns Hopkins University, Baltimore, USA), A. de Koter (Amsterdam University; Utrecht University, Pays-Bas), N. Langer (University of Bonn, Allemagne), C.J. Evans (UK Astronomy Technology Centre, Edinburgh, Royaume Uni), M. Gieles (University of Cambridge, Royaume Uni), E. Gosset (Liege University, Belgique), R.G. Izzard (University of Bonn), J.-B. Le Bouquin (Université Joseph Fourier, Grenoble, France) et F.R.N. Schneider (University of Bonn).
L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».
Liens
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Comètes P/2012 O1 (McNaught) et P/2012 O2 (McNaught)
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P/2012 O1 (McNaught) Rob H. McNaught a annoncé sa découverte d'une comète sur les images CCD obtenues le 18 Juillet 2012 avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m à Siding Spring. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), N. D. Diaz (Teide Observatory), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II), et G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2012 O1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 23 Juillet 2012 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil, et une période d'environ 9 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 23 Juillet 2012 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil, et une période d'environ 6,7 ans.
P/2012 O2 (McNaught) Rob H. McNaught (Australian National University) a annoncé sa découverte d'une comète sur les images CCD obtenues le 20 Juillet 2012 avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m à Siding Spring. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par N. D. Diaz (Teide Observatory), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), A. Sergeev, G. Butenko, Y. Bronich, et M. Andreev (Terskol), J. Spagnotto (Observatorio El Catalejo, Santa Rosa), A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo), T. Linder et R. Holmes via Cerro Tololo, et E. Guido, N. Howes, et G. Sostero via Haleakala-Faulkes Telescope North. Des images antérieures à la découverte, obtenues par A. R. Gibbs le 20 Mai 2012 dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, ont été identifiées.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2012 O2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 25 Juin 2012 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil, et une période d'environ 6,8 ans. En Février 2003, la comète s'est approchée à une distance d'envion 0,83 UA, soit environ 125 millions de kilomètres, de Jupiter.
Avec la découverte de ces deux nouvelles comètes, Rob McNaught compte désormais 72 comètes à son actif (60 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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ISS: le cargo russe Progress échoue un
arrimage Le cargo spatial russe Progress n'a pas réussi à
s'arrimer à la Station spatiale internationale
(ISS) à cause d'une défaillance du système radar d'amarrage
Kours. Le cargo Progress s'est désarrimé de l'ISS dans la nuit
de lundi à mardi. Lors d'un deuxième arrimage les spécialistes
devaient procéder à une série de tests du système
radar modernisé, destiné à accueillir les prochains vaisseaux
russes. Toutefois, les spécialistes se sont aperçus qu'il y avait
une défaillance du système Kours, ce qui a provoqué l'annulation
de l'arrimage. Actuellement, les spécialistes analysent les causes de
la défaillance et mettent au point les procédés permettant
d'y parer. Selon la NASA, la seconde tentative d'arrimer le cargo Progress à
l'ISS aura lieu vendredi 27 juillet, après l'arrimage du cargo spatial
japonais HTV-3. Le cargo spatial japonais Kounotori-3, lancé le 21
Juillet avec succès vers la Station spatiale internationale
(ISS) depuis le cosmodrome de Tanegashima, doit faire parvenir à l'ISS
de l'eau, des produits alimentaires, des équipements scientifiques, ainsi
que du matériel destiné à la réparation du système
d'épuration de l'eau à bord de la station orbitale. Le Kounotori-3
a également pour mission de placer sur orbite cinq petits satellites
conçus dans des universités japonaises. Il doit s'arrimer à
l'ISS le 27 juillet avant de brûler le 7 septembre dans les couches denses
de l'atmosphère en transportant les déchets de la station.
Près
des étoiles, un nouveau type de liaison chimique Articles marquants dans le Science du 20 juillet 2012 (Source
: EurekAlert/American Association for the Advancement of Science) : Les
champs magnétiques extrêmes qui règnent près de certaines
étoiles permettent un type de liaison chimique distinct des liaisons
covalentes et ioniques qui réunissent les atomes ici sur Terre, indique
une nouvelle étude. L'attraction magnétique peut sembler très
puissante au niveau macroscopique de notre vie quotidienne, quand par exemple
des grues magnétiques soulèvent d'énormes pièces
métalliques. À des échelles bien plus petites, cette même
force du champ magnétique n'interfère cependant que légèrement
avec la force de Coulomb qui tient les atomes dans les molécules. Kai
Lange et ses collègues en Norvège et aux États-Unis ont
eu recours à des calculs théoriques pour examiner le comportement
des atomes dans des milieux très proches de ceux des naines blanches
et d'autres étoiles où le champ magnétique dépasse
de plusieurs dizaines de milliers de fois au moins celui qui peut être
atteint sur Terre. Leur étude prédit une classe de liaison chimique
magnétiquement induite dans laquelle un champ magnétique appliqué
perpendiculairement à une molécule diatomique ou linéaire
augmente la force de sa liaison par une interaction paramagnétique. Dans
ces conditions, certains atomes qui resteraient autrement isolés tels
que ceux de l'hydrogène à spin parallèle ou de l'hélium
dans leur état basal se retrouvent appariés. Peter Schmelcher
commente ce travail dans un article Perspective associé.
Références :
- « A Paramagnetic Bonding Mechanism for Diatomics in Strong Magnetic Fields » par K.K. Lange, E.I. Tellgren, M.R. Hoffmann et T. Helgaker de l'Université d'Oslo à Oslo, Norvège ; M.R. Hoffmann de l'Université du Dakota du Nord à Grand Forks, ND.
- « Molecule Formation in Ultrahigh Magnetic Fields » par P. Schmelcher de l'Université de Hambourg à Hambourg, Allemagne.
Comète P/2012 NJ (La Sagra)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert sur les images CCD prises le 13 Juillet 2012 dans le cadre de La Sagra Survey par S. Sanchez, J. Nomen, M. Hurtado, J. A. Jaume, W. K. Y. Yeung, P. Rios, F. Serra, et V. Rios avec le télescope de 0,45-m f/2.8, a été rapporté par Gerhard J. Hahn (Institute of Planetary Research, German Aerospace Center, Berlin) comme montrant une activité cométaire sur les images prises par Stefano Mottola au moyen du télescope de 1.23-m de Calar Alto les 16, 17, et 18 Juillet 2012.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2012 NJ (La Sagra) indiquent un passage au périhélie le 12 Juin 2012 à une distance d'environ 1,2 UA du Soleil, et une période d'environ 22,3 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 13 Juin 2012 à une distance d'environ 1,3 UA du Soleil, et une période d'environ 24,8 ans.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Spitzer trouve une possible exoplanète plus petite que la Terre
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Des astronomes utilisant le télescope spatial Spitzer ont détecté ce qu'ils pensent être un monde étranger de seulement les deux-tiers la taille de la Terre - l'un des plus petits records. L'exoplanète candidate, appelée UCF-1.01, orbite autour d'une étoile appelée GJ 436, qui se trouve à seulement 33 années-lumière. UCF-1.01 pourrait être le plus proche monde de notre Système solaire qui est plus petit que notre planète.
Crédit : NASA/JPL-Caltech
La chaude candidate nouvelle planète a été trouvée de façon inattendue dans les observations de Spitzer. Stevenson et ses collègues étudiaient l'exoplanète de la taille de Neptune GJ 436b, déjà connue pour exister autour de l'étoile naine rouge GJ 436. Dans les données de Spitzer, les astronomes ont remarqué la légère diminution de lumière infrarouge émanant de l'étoile, distincte de la diminution causée par GJ 436b. Un examen des données d'archives de Spitzer a montré que les diminutions étaient périodiques, ce qui suggère qu'une seconde planète pourrait être en orbite autour de l'étoile et cache une petite fraction de la lumière de l'étoile.
Cette technique, utilisée par un certain nombre d'observatoires, dont le télescope spatial Kepler de la NASA s'appuie sur les transits pour détecter des exoplanètes. La durée d'un transit et la petite diminution de lumière révèlent des propriétés de base d'une exoplanète, telles que sa taille et la distance de son étoile. Dans le cas d'UCF-1.01, son diamètre serait d'environ 8.400 kilomètres, ou les deux-tiers de celui de la Terre. UCF-1.01 tournerait assez près autour de GJ 436, à environ sept fois la distance de la Terre à la Lune, avec des « années » de seulement 1,4 jour terrestre. Compte-tenu de cette proximité à son étoile, beaucoup plus proche que la planète Mercure l'est au Soleil, la température de surface de l'exoplanète serait de presque 600 degrés Celsius.
En plus d'UCF-1.01, Stevenson et ses collègues soupçonnent l'existence d'une troisième planète, surnommée UCF-1.02, en orbite autour de GJ 436. Spitzer a observé la preuve des deux nouvelles planètes plusieurs fois. Cependant, même les instruments les plus sensibles sont incapables de mesurer les masses d'exoplanètes aussi petites que UCF-1.01 et UCF-1.02, qui sont peut-être de seulement un tiers de la masse de la Terre. Sachant que la masse est nécessaire pour confirmer une découverte, aussi les auteurs du document considèrent prudemment les deux corps comme des exoplanètes candidates pour l'instant.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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APEX participe à l'observation la plus précise jamais réalisée
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Des télescopes au Chili, à Hawaï et en Arizona ont atteint un niveau de précision deux millions de fois plus fin que celui de la vision humaine.
Une équipe internationale d'astronomes a observé le coeur d'un quasar lointain avec une précision sans précédent, deux millions de fois plus fine que la vision humaine. Ces observations, réalisées en connectant pour la première fois le télescope APEX (Atacama Pathfinder Experiment) [1] à deux autres télescopes situés dur des continents différents, constituent une étape cruciale vers le fabuleux objectif scientifique du projet « Event Horizon Telescope » [2] : photographier les trous noirs supermassifs au centre de notre galaxie et des autres.
Crédit : ESO/M. Kornmesser
Des astronomes ont connecté APEX au Chili avec le Submillimeter Array (SMA) [3] à Hawaï, États-Unis et le Submillimeter Telescope (SMT) [4] en Arizona, États-Unis. Ils ont été capables de réaliser l'observation directe la plus précise jamais réalisée [5] du centre d'une galaxie lointaine, le lumineux quasar 3C 279, qui contient un trou noir supermassif dont la masse est égale à environ un milliard de fois celle du Soleil et qui est si éloigné de la Terre qu'il a fallu plus de 5 milliards d'années à sa lumière pour nous atteindre. APEX est une collaboration entre le Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR), l'Onsala Space Observatory (OSO) et l'ESO. APEX géré par l'ESO.
Les télescopes ont été reliés en utilisant une technique appelée Interférométrie à très longue base (VLBI, Very Long Baseline Interferometry). Les plus grands télescopes permettent des observations plus précises et l'interférométrie permet à de multiples télescopes de fonctionner comme un seul télescope aussi grand que la distance – ou la « ligne de base » - qui les sépare. En utilisant la technique VLBI, des observations plus précises peuvent être réalisées en ayant des distances aussi grandes que possible entre les télescopes. Pour les observations de leur quasar, cette équipe a utilisé trois télescopes afin de créer un interféromètre ayant une ligne de base transcontinentale d'une longueur de 9447 km, du Chili à Hawaï, de 7174 km du Chili à l'Arizona et de 4627 km de l'Arizona à Hawaï. La connexion d'APEX à ce réseau a été essentielle, car il offre les plus grandes ligne de base.
Les observations effectuées dans les ondes radio avec une longueur d'onde de 1,3 millimètre. C'est la première fois que des observations à des longueurs d'onde aussi courtes ont été réalisées en utilisant des ligne de base aussi longues. Les observations ont atteint une précision, ou résolution angulaire, de seulement 28 microarcsecondes – environ 8 milliardièmes de degré. Ceci équivaut en fait à la capacité de distinguer des détails avec une précision incroyable, deux millions de fois plus précise que la vision humaine. Des observations de cette précision peuvent sonder des zones de moins d'une année-lumière à travers le quasar - un résultat remarquable pour une cible située à des milliards d'années lumière de la Terre.
Ces observations constituent une nouvelle étape clé vers la réalisation d'images des trous noirs supermassifs et de leurs alentours. Dans le futur, il est prévu de connecter encore plus de télescopes de cette manière afin de créer ce que l'on appelle le « Event Horizon Telescope ». Le « Event Horizon Telescope » sera capable de réaliser une image de l'ombre du trou noir supermassif du centre de la Voie Lactée ainsi que de ceux des galaxies proches. L'ombre – une région sombre observée sur un arrière-plan plus lumineux – est provoquée par la courbure de la lumière due au trou noir et devrait être la première preuve observationnelle de l'existence de l'horizon événementiel d'un trou noir, la limite à partir de laquelle la lumière ne peu plus s'échapper.
Cette expérience d'observations par la technique VLBI est la première à laquelle APEX participe. Il s'agit de l'aboutissement de trois années de dur travail à la haute altitude où se trouve APEX, sur la plateau de Chajnantor dans les Andes chiliennes, à 5000 mètres d'altitude, où la pression atmosphérique est environ la moitié de celle que l'on trouve au niveau de la mer. Afin de rendre APEX près pour la technique VLBI, des scientifiques allemands et suédois ont installé un nouveau système digital s'acquisition des données, une très précise horloge atomique et un enregistreur de données pressurisé capable d'enregistrer 4 gigabits par seconde pendent plusieurs heures dans des conditions environnementales très dures [6]. Les données – 4 terabytes pour chaque télescope – ont été envoyées en Allemagne sur des disques durs et ont été traitées au Max Planck Institute for Radio Astronomy à Bonn.
Le succès de l'association d'APEX à ce réseau est également important pour une autre raison. Il partage sont site et de nombreux aspects de sa technologie avec le nouveau télescope ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) [7]. ALMA est actuellement en construction et sera constitué, une fois terminé, de 54 antennes de 12 mètres de diamètre identique à APEX, plus 12 antennes plus petites de 7 mètres de diamètres. La possibilité de connecter ALMA à ce réseau est en cours d'étude. Avec la considérable augmentation de la surface collectrice des antennes d'ALMA, les observations pourraient atteindre une sensibilité 10 fois meilleure que celle obtenue pour ces premiers tests. Ceci rendra accessible l'ombre du trou noir supermassif de la Voie Lactée pour des observations futures.
Note : [1] APEX est une collaboration entre le Max Planck Institute for Radio Astronomie (MPIfR), l'Onsala Space Observatory (OSO) et l'ESO. L'exploitation d'APEX à Chajnantor est confiée à l'ESO. APEX est le précurseur de la prochaine génération de télescopes submillimétriques, ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), en cours de construction et exploité sur le même plateau.
[2] Le projet Event Horizon Telescope est une collaboration internationale coordonnée par le MIT Haystack Observatory (USA).
[3] Le Submillimeter Array (SMA) sur le Mauna Kea à Hawaï, composé de 8 antennes de 6 mètres chacune, est géré par le Smithsonian Astrophysical Observatory (USA) et l' Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (Taiwan).
[4] The Submillimeter Telescope (SMT) de 10 mètres de diamètre au sommet du Mont Graham, Arizona, est géré par l'Arizona Radio Observatory (ARO) à Tucson, Arizona (USA).
[5] Quelques techniques indirectes ont été utilisées pour tester des échelles plus précises, par exemple en utilisant les lentilles gravitationnelles (voir heic1116) ou la scintillation interstellaire, mais c'est un record pour des observations directes.
[6] Ces systèmes ont été développés en parallèle aux États-Unis (MIT-Haystack observatory) et en Europe (MPIfR, INAF — Istituto di Radioastronomia Noto VLBI Station, et HAT-Lab). Un maser à hydrogène standard (T4Science) a été installé en tant qu'horloge atomique très précise. Le SMT et le SMA avaient déjà été équipés de la même manière pour la technique VLBI.
[7] ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), un équipement international pour l'astronomie, est un partenariat entre l'Europe, l'Amérique du Nord et l'Asie de l'Est en collaboration avec la République du Chili. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA.
Plus d'informations L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».
Liens - Informations à propos d‘APEX - Max-Planck-Institute für Radioastronomie (MPIfR), Bonn, Germany - Submillimeter Telescope, Arizona Radio Observatory - MIT Haystack Observatory, USA - INAF/Noto Digital BaseBand Converter Project
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Pourquoi la Terre est si sèche ?
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Avec de grandes étendues d'océans, des fleuves serpentant sur des centaines de kilomètres et de gigantesques glaciers près des pôles nord et sud, la Terre ne semble pas manquer d'eau. Et pourtant, l'eau représente moins d'un pour cent de la masse de notre planète, et qui peut même avoir été délivrée par les comètes et les astéroïdes après la formation initiale de la Terre. Les astronomes ont été surpris par la carence en eau de la Terre. Le modèle standard expliquant comment le Système solaire s'est formé d'un disque protoplanétaire, un disque tourbillonnant de gaz et de poussières qui entoure notre Soleil, il y a des milliards d'années, suggère que notre planète devrait être un monde d'eau. La Terre devrait s'être formée à partir de matériau glacé dans une zone autour du Soleil où les températures sont assez froides pour que les glaces se consendent sur le disque. Par conséquent, la Terre devrait s'être formée de matériaux riches en eau. Alors, pourquoi notre planète est relativement séche ?
Une nouvelle analyse du modèle commun de disque d'accrétion expliquant la formation des planètes dans un disque de débris autour de notre Soleil a dévoilé une raison possible de la sécheresse comparative de la Terre. Dans cette étude, les astrophysiciens Rebecca Martin et Mario Livio ont conclu que notre planète s'est formée à partir de débris rocheux dans une région sèche et chaude, à l'intérieur de ce qu'on appelle la « limite des neiges ». La limite des neiges dans notre Système solaire se trouve actuellement au milieu de la ceinture d'astéroïdes, un réservoir de gravats entre Mars et Jupiter ; au-delà de ce point, la lumière du Soleil est trop faible pour faire fondre la glace des débris laissés par le disque protoplanétaire. Les modèles précédents de disque d'accrétion ont suggéré que la limite des neiges était beaucoup plus proche du Soleil il y a 4,5 milliards d'années, quand la Terre s'est formée.
Science Credit: NASA, ESA, and R. Martin and M. Livio (STScI) Illustration Credit: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Une fusée russe Soyouz décolle en direction de
l'ISS : Une fusée russe Soyouz TMA-05M a décollé dimanche
à 02h40 UTC du cosmodrome de Baïkonour, au Kazakhstan, à
destination de la Station Spatiale Internationale, avec à son bord un
équipage international composé du commandant de l'Expedition 32
le russe Yuri Malenchenko, de l'ingénieur de vol Sunita “Suni” Williams
de la NASA, et de l'ingénieur de vol Akihiko Hoshide de la JAXA. Leur
capsule doit s'arrimer mardi à l'ISS, où ils rejoindront l'Américain
Joseph Acaba et les Russes Guennadi Padalka et Sergueï Revine.
Hubble découvre une cinquième lune en orbite autour de Pluton
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Une équipe d'astronomes utilisant le télescope spatial Hubble a signalé la découverte d'une autre lune en orbite autour de la planète naine glacée Pluton.
La lune est estimée être de forme irrégulière et de 10 à 25 kilomètres de large. Elle est sur une orbite circulaire de 93.000 kilomètres de diamètre autour de Pluton qui est supposée être dans le même plan que les autres satellites dans le système.
"Les lunes forment une série d'orbites parfaitement imbriquées, un peu comme des poupées russes", a déclaré le chef d'équipe Mark Showalter de l'Institut SETI de Mountain View, Californie.
La découverte porte le nombre de lunes connues en orbite autour de Pluton à cinq.
Crédit : NASA, ESA, and M. Showalter (SETI Institute)
L'équipe de Pluton est intriguée qu'une telle petite planète puisse avoir un tel ensemble complexe de satellites. La nouvelle découverte fournit des indices supplémentaires pour démêler la façon dont le système de Pluton s'est formé et a évolué. La théorie favorisée est que toutes les lunes sont des reliques d'une collision entre Pluton et un autre grand objet de la ceinture de Kuiper il y a des milliards d'années.
La nouvelle détection aidera les scientifiques à piloter la sonde spatiale New Horizons de la NASA à travers le système de Pluton en 2015, quand elle fera un historique et attendue depuis longtemps survol à haute vitesse de la planète lointaine.
L'équipe utilise la vision puissante de Hubble pour parcourir le système de Pluton pour découvrir les dangers potentiels pour la sonde New Horizons. Se déplaçant au-delà de la planète naine à une vitesse de 48.000 kilomètres par heure, New Horizons pourrait être détruite dans une collision, même avec un morceau de débris orbital de la taille d'une balle de fusil.
"La découverte de tant de petites lunes indirectement nous dit qu'il doit y avoir beaucoup de petites particules non vues rôdant dans le système de Pluton", a déclaré Harold Weaver, du Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory à Laurel, Maryland.
"L'inventaire du système Pluton que nous prenons maintenant avec Hubble aidera l'équipe de New Horizons de concevoir une trajectoire plus sûre pour l'engin spatial", a ajouté Alan Stern du Southwest Research Institute à Boulder, au Colorado, chercheur principal de la mission.
La plus grande lune de Pluton, Charon, a été découverte en 1978 dans les observations faites à l'U.S.N.O. (United States Naval Observatory) à Washington, D.C. Les observations de Hubble en 2006 ont découvert deux autres petites lunes, Nix et Hydra. En 2011, une autre lune, P4, a été trouvée dans les données de Hubble.
Désignée à titre provisoire S/2012 (134 340) 1, la dernière lune a été détectée dans neuf ensembles distincts d'images prises par l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3) de Hubble les 26, 27, et 29 Juin 2012 et 7 et 9 Juillet 2012.
Dans les années qui suivent le survol de Pluton par New Horizons, les astronomes ont l'intention d'utiliser la vision infrarouge de successeur prévu de Hubble, le James Webb Space Telescope de la NASA, pour le suivi des observations. Le télescope Webb sera capable de mesurer la chimie de surface de Pluton, de ses lunes, et de nombreux autres corps qui se trouvent dans la lointaine ceinture de Kuiper avec Pluton.
Les membres de l'équipe de Pluton sont M. Showalter (SETI Institute), H.A. Weaver (Applied Physics Laboratory, Johns Hopkins University), et S.A. Stern, A.J. Steffl, et M.W. Buie (Southwest Research Institute).
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Les galaxies noires de l'Univers primordial observées pour la première fois
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Pour la première fois, des galaxies noires ont été observées. Les galaxies noires correspondent à l'une des premières phases de la formation des galaxies, prédite par la théorie, mais qui n'avait jamais été observée jusqu'à présent. Ces objets sont essentiellement des galaxies riches en gaz et sans étoiles. En utilisant le très grand télescope de l'ESO, le VLT, une équipe internationale a détecté ces objets difficiles à voir en les voyant briller alors qu'ils étaient illuminés par un quasar.
Crédit : ESO, Digitized Sky Survey 2 and S. Cantalupo (UCSC)
Les galaxies noires sont de petites galaxies riches en gaz de l'Univers primordial qui ont beaucoup de mal à de former des étoiles. Elles sont prédites par les théories de formation des galaxies et sont supposées être les blocs élémentaires des galaxies lumineuses et riches en étoiles d'aujourd'hui. Les astronomes supposent qu'elles ont dû fournir la majorité du gaz des grandes galaxies qui par la suite a formé les étoiles qui existent actuellement.
Etant pratiquement dépourvues d'étoiles, ces galaxies noires n'émettent pas beaucoup de lumière, ce qui les rend très difficiles à détecter. Pendant des années les astronomes ont essayé de développer de nouvelles techniques pour confirmer leur existence. De petites raies en absorption dans le spectre de sources lumineuses d'arrière-plan ont laissé supposer leur existence. Cependant, cette nouvelle étude correspond à la première fois où de tels objets ont été observés directement.
« Notre approche du problème de détection des galaxies noires a été simplement de les éclairer avec une lumière puissante » Explique Simon Lilly (ETH Zurich, Suisse), coauteur de l'article. « Nous avons cherché le rayonnement fluorescent du gaz dans les galaxies noires quand elles sont illuminées par la lumière ultraviolette émise par un quasar proche et très brillant. La lumière du quasar fait s'illuminer les galaxies noires par un processus semblable à la manière dont les vêtements blancs s'illuminent avec une lampe ultraviolette de lumière noire dans une discothèque. » [1]
L'équipe a tiré parti de la grande surface collectrice et de la sensibilité du VLT ainsi que d'une série d'observations avec de très longs temps de pose, pour détecter la lumière fluorescente extrêmement faible des galaxies noires. Ils ont utilisé l'instrument FORS2 pour cartographier une région du ciel autour du quasar brillant [2] HE 0109-3518, à la recherche de la lumière ultraviolette émise par l'hydrogène quand il est soumis à d'intenses rayonnements. Du fait de l'expansion de l'Univers, avec le temps qu'il faut à cette lumière pour atteindre le VLT, elle est en fait observée comme une nuance de violet. [3]
« Après plusieurs années de tentatives pour détecter l'émission fluorescente des galaxies noires, nos résultats démontrent le potentiel de notre méthode pour découvrir et étudier ces objets fascinants et auparavant invisibles, » déclare Sebastiano Cantalupo (University of California, Santa Cruz), le premier auteur de cette étude.
L'équipe a détecté près de 100 objets gazeux situés dans un rayon de quelques millions d'années-lumière autour du quasar. Après une analyse méticuleuse conçue pour exclure les objets dont l'émission pourrait être provoquée par la formation stellaire interne aux galaxies et non pas par la lumière du quasar, ils ont finalement réduit leur recherche à 12 objets. Il s'agit là de l'identification des galaxies noires de l'Univers primordial la plus convaincante à ce jour.
Les astronomes ont aussi été capables de déterminer quelques propriétés des galaxies noires. Ils ont estimé que la masse de leur gaz équivaut à environ 1 milliard de fois la masse du Soleil, ce qui est typique pour les galaxies de faible masse riche en gaz de l'Univers primordial. Ils ont également pu estimer que l'efficacité de la formation stellaire est réduite d'un facteur 100 par rapport aux galaxies à formation d'étoiles typiques trouvées à une phase similaire de l'histoire cosmique. [4]
« Nos observations avec le VLT ont fourni la preuve de l'existence de nuages noirs compacts et isolés. Avec cette étude, nous avons fait un pas capital vers la découverte et la compréhension des premières et obscures phases de la formation des galaxies et sur la manière dont les galaxies acquièrent leur gaz, » conclut Sebastiano Cantalupo.
Le spectrographe intégral de champ MUSE, qui sera mis en service sur le VLT en 2013 sera un outil extrêmement puissant pour étudier ces objets.
Note : [1] La fluorescence est l'émission de lumière par une substance illuminée par une source lumineuse. Dans la plupart des cas, la lumière émise a une longueur d'onde plus longue que celle de la source lumineuse. Par exemple, les lampes fluorescentes transforment le rayonnement ultraviolet - qui nous est invisible- en lumière visible. La fluorescence apparaît naturellement dans certains éléments comme les roches ou les minéraux, mais elle peut aussi être ajoutée intentionnellement comme dans les détergents qui contiennent des substances chimiques fluorescentes pour que les habits blancs apparaissent plus blancs sous la lumière normale.
[2] Les quasars sont des galaxies lointaines très brillantes que l'on suppose alimentées par des trous noirs supermassifs en leur centre. Leur brillance en fait des phares puissants qui peuvent aider à illuminer les zones environnantes, en sondant l'époque où les premières étoiles et galaxies se sont formées à partir du gaz primordial.
[3] Cette émission de l'hydrogène est connue sous le nom de rayonnement Lyman-alpha et se produit quand les électrons de l'atome d'hydrogène passent du second niveau d'énergie au niveau fondamental. C'est de la lumière ultraviolette. Du fait de l'expansion de l'Univers, la longueur d'onde de la lumière des objets est étirée au cours de son voyage spatial. Plus le trajet de la lumière est long, plus sa longueur d'onde est étirée. Le rouge étant la plus grande longueur d'onde visible pour nos yeux, ce processus est littéralement un décalage des longueurs d'onde vers l'extrémité rouge du spectre - d'où le nom de « redshift » en anglais pour décalage vers le rouge. Le quasar HE 0109-3518 est situé à un redshift de z = 2,4 et la lumière ultraviolette des galaxies noires est décalée dans le domaine visible du spectre. Un filtre a bande étroite a été spécialement fabriqué pour isoler la longueur d'onde spécifique de le lumière de l'émission fluorescente décalée vers le rouge. Le filtre était centré à environ 414.5 nanomètres afin de capturer l'émission Lyman Alpha décalée vers le rouge à un redshift z = 2,4 (ce qui correspond à une nuance de violet) et avait une bande passante de seulement 4 nanomètres.
[4] L'efficacité de la formation stellaire est le rapport de la masse des étoiles nouvellement formées sur la masse de gaz disponible pour former des étoiles. Ils ont trouvé qu'il faudrait plus de 100 milliards d'années à ces objets pour transformer leur gaz en étoiles. Ce résultat est en accord avec de récentes études théoriques qui suggèrent que les halos de faible masse riche en gaz situé à grand redshift doivent avoir une très faible efficacité de formation stellaire du fait d'un contenu en métaux plus faible.
Plus d'informations Cette recherche a été présentée dans un article intitulé "Detection of dark galaxies and circum-galactic filaments fluorescently illuminated by a quasar at z=2.4", par Cantalupo et al. publié dans la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
L'équipe est composée de Sebastiano Cantalupo (University of California, Santa Cruz, USA), Simon J. Lilly (ETH Zurich, Suisse) et Martin G. Haehnelt (Kavli Institute for Cosmology, Cambridge, Royaume Uni).
L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».
Liens - D'autres images prises avec le VLT
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Hubble dévoile des galaxies fantômes
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Les astronomes ont réfléchi sur les raisons pour lesquelles certaines chétives galaxies naines extrêmement faibles repérées dans l'arrière-cour de notre galaxie, la Voie Lactée, contiennent si peu d'étoiles. Ces galaxies fantômes sont considérées comme étant certaines des plus minuscules, des plus anciennes, et des plus primitives galaxies dans l'Univers. Elles ont été découvertes au cours de la dernière décennie par des astronomes utilisant des techniques informatiques automatisées pour examiner les images du Sloan Sky Survey. Mais les astronomes ont eu besoin du télescope spatial Hubble pour aider à résoudre le mystère de ces galaxies dépourvues d'étoiles.
Les vues par Hubble de Leo IV et deux autres galaxies de menu fretin dans cette étude révèlent que leurs étoiles partagent la même date de naissance. Toutes les galaxies ont commencé à former des étoiles il y a plus de 13 milliards années - et ensuite ont brusquement arrêté - toutes dans le premier milliard d'années après la naissance de l'Univers dans le Big Bang. Parce que les étoiles dans ces galaxies sont si anciennes et partagent le même âge, les astronomes suggèrent qu'un événement global, comme la réionisation, a stoppé la formation d'étoiles en elles. La réionisation est une phase transitoire dans l'Univers primordial lorsque les premières étoiles ont brûlé un brouillard d'hydrogène froid.
Crédit : NASA, ESA, and T. Brown (STScI)
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Les premiers pas d'une micro-étoile - Une naine
brune en formation : Une équipe dirigée par Philippe André
du Service d'Astrophysique-Laboratoire AIM du CEA-Irfu vient de découvrir
la toute première étape de la formation d'une naine brune, une
de ces étoiles de très faible masse, à peine plus massive
qu'une planète. Plusieurs centaines de ces naines brunes sont aujourd'hui
connues mais jusqu'ici jamais il n'avait été possible d'observer
le début de la formation de ces micro-étoiles. Grâce à
l'interféromètre de l'IRAM observant en ondes millimétriques,
les scientifiques ont pu localiser une condensation de gaz et de poussières
dont la température est à peine 10 degrés au-dessus du
zéro absolu et la masse seulement 2% de celle du Soleil. Ces caractéristiques
sont exactement celles attendues pour que se forme une naine brune. La découverte
de cette première pré naine brune est publiée dans la revue Science du 6 juillet 2012.
Trou noir Taille M - Découverte d'un jet radio transitoire
autour d'un trou noir de masse intermédiaire : Des éjections
sporadiques de matière sont observées sous forme de jets radio
aussi bien autour des trous noirs supermassifs tapis au cœur de galaxies actives
qu'au sein de systèmes binaires galactiques abritant un trou noir de
quelques masses solaires. Cette observation traduit-elle une propriété
commune aux trous noirs, quelque soit leur masse ? En détectant
pour la première fois un jet radio transitoire dans un trou noir de masse
intermédiaire, une collaboration internationale menée par deux
équipes françaises (IRAP à Toulouse
et Service d'Astrophysique-Laboratoire AIM du CEA-Irfu à Saclay) vient
de conforter cette hypothèse. Les observations de la source HLX-1 conduites
au radiotélescope ATCA en Australie ont également permis de contraindre
la masse du trou noir, entre 9000 et 90000 masses solaires, ce qui le classe
définitivement dans la population des trous noirs de masse intermédiaire.
Ce résultat, publié dans la revue Science express du 5 juillet
2012, permet de jeter un pont entre les deux extrêmes d'une même
famille.
Nids emmêlés et filaments : nurserie stellaire
dans Vela-C : L'Observatoire spatial Herschel de l'ESA a imagé le
nuage moléculaire Vela-C, révélant le réservoir
de gaz et de poussières du nuage avec un détail sans précédent.
Vela-C est une riche nurserie stellaire où se forment des étoiles
de faible masse, intermédiaire et élevée. L'image montre
comment la matière première à partir de laquelle se forment
les étoiles est organisée en nids enchevêtrés ainsi
qu'en denses réseaux de filaments, et suggère que les deux environnements
peuvent être responsables de la production de populations différentes
d'étoiles.
Melas Dorsa révèle une complexe histoire géologique sur Mars
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Mars Express de l'ESA a photographié une zone située au sud du célèbre canyon de Valles Marineris sur la planète rouge, montrant un large éventail de fonctionnalités de tectonique et d'impacts.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Le 17 avril, la navette a dirigé sa caméra stéréoscopique haute résolution vers la région de Melas Dorsa de Mars. Cette zone se situe dans les hautes terres volcaniques de Mars entre Sinaï et Thaumasia Plana, à 250 km au sud de Melas Chasma. Melas Chasma, elle-même fait partie du système de rift de Valles Marineris.
L'image capture des lignes de crêtes, certaines failles inhabituelles qui se croisent et un cratère elliptique entouré d'éjectas sous la forme d'un papillon et avec une étrange apparence de « liquide ».
Les cratères elliptiques comme cet exemple de 16km de largeur sont formés lorsque des astéroïdes ou des comètes frappent la surface de la planète sous un angle rasant.
Les scientifiques ont suggéré qu'un motif d'éjecta à l'apparence fluide indique la présence de glace souterraine qui a fondu pendant l'impact. Les impacts ultérieurs ont créé un certain nombre de cratères plus petits dans la couverture d'éjecta.
Le rebord d'un autre cratère est visible dans la partie centrale supérieure de l'image, mais il semble surtout avoir été presque enterré pendant une époque lointaine par la poussière et les cendres volcaniques.
Ceci rend toute étude détaillée de celui-ci presque impossible. Cependant, son centre montre des dépôts concentriques qui pourraient donner un aperçu de la composition des matériaux volcaniques qui l'a enterré.
On peut voir plusieurs dorsales à travers l'image. Celles-ci se forment lorsque les forces de compression horizontale dans la croûte poussent la croûte vers le haut.
Vers la gauche, les crêtes sont traversées par des failles de déplacement de la croûte. Celles-ci ont entaillé les crêtes et la surface environnante à une certaine époque. Cela met en évidence les différentes phases tectoniques responsables de la formation de cette région.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Les expériences du CERN observent une particule dont les caractéristiques sont compatibles avec celles du boson de Higgs tant attendu
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À l'occasion d'un séminaire qui s'est tenu aujourd'hui au CERN en prélude à la grande conférence de physique des particules de l'année, ICHEP2012, qui s'ouvrira demain à Melbourne, les expériences ATLAS et CMS ont présenté leurs derniers résultats préliminaires concernant la recherche du boson de Higgs tant attendu. Les deux expériences observent une nouvelle particule dans la gamme de masses au voisinage de 125-126 GeV.
© CERN 2012
« Nous observons dans nos données des indices clairs d'une nouvelle particule, au niveau de 5 sigmas, dans la gamme de masses autour de 126 GeV. La performance remarquable du LHC et d'ATLAS et les efforts considérables qui ont été déployés nous ont conduits à ce résultat exaltant, a déclaré la porte-parole de l'expérience ATLAS, Fabiola Gianotti, mais il nous faut un peu plus de temps pour qu'il puisse être publié.
« Ces résultats sont préliminaires, mais le signal de 5 sigmas observé au voisinage de 125 GeV est remarquable. Il s'agit effectivement d'une nouvelle particule. Nous savons que ce doit être un boson et qu'il s'agit du boson le plus lourd jamais observé, souligne le porte-parole de l'expérience CMS,Joe Incandela. Les conséquences sont considérables ; c'est précisément pour cette raison que nous devons être extrêmement rigoureux dans toutes nos études et vérifications. »
« Il est difficile de ne pas s'enthousiasmer, a indiqué le Directeur de la recherche du CERN, Sergio Bertolucci. Nous avions dit l'année dernière qu'en 2012, soit nous trouverions une nouvelle particule semblable au boson de Higgs, soit nous exclurions l'existence du Higgs du Modèle standard. Avec toute la prudence qui s'impose, nous nous trouvons, il me semble, à un croisement : l'observation de cette nouvelle particule nous montre la voie à suivre dans l'avenir pour mieux comprendre ce que nous observons dans les données. »
Les résultats présentés aujourd'hui sont qualifiés de préliminaires. Ils reposent sur les données recueillies en 2011 et 2012, les données de 2012 étant toujours en cours d'analyse. Ils devraient pouvoir être publiés vers la fin du mois de juillet. Une représentation plus complète des observations faites aujourd'hui se dégagera plus tard dans l'année, lorsque les expériences auront reçu du LHC davantage de données.
Il s'agira ensuite de déterminer la nature précise de la particule et son importance pour notre compréhension de l'Univers. Ses propriétés sont-elles celles qu'on s'attendait à trouver dans le boson de Higgs tant attendu, le maillon manquant du Modèle standard de la physique des particules ? Ou est-ce quelque chose de plus exotique ? Le Modèle standard décrit les particules fondamentales dont nous sommes faits, comme toute chose visible dans l'Univers, ainsi que les forces qui les unissent. Il s'avère toutefois que l'Univers visible ne représente pas plus de 4 % environ de l'ensemble. Une version plus exotique du boson de Higgs pourrait nous permettre de comprendre les 96 % de l'Univers qui restent obscurs.
« Nous avons franchi une nouvelle étape dans notre compréhension de la nature, a déclaré le Directeur général du CERN, Rolf Heuer. La découverte d'une particule dont les caractéristiques sont compatibles avec celles du boson de Higgs ouvre la voie à des études plus poussées, exigeant davantage de statistiques, qui établiront les propriétés de la nouvelle particule ; elle devrait par ailleurs lever le voile sur d'autres mystères de notre Univers. »
Identifier formellement les caractéristiques de la nouvelle particule prendra beaucoup de temps et exigera un grand nombre de données. Mais, quelles que soient les propriétés du boson de Higgs, nous sommes sur le point de faire un grand pas en avant dans notre compréhension de la structure fondamentale de la matière.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Hubble observe une fusée cosmique
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Ressemblant à une fusée du Quatre Juillet, Herbig-Haro 110 est un geyser de gaz chaud d'une étoile récemment née qui gicle contre et ricoche sur le noyau dense d'un nuage d'hydrogène moléculaire. Bien que les panaches de gaz ressemblent à des bouffées de fumée, ils sont en fait des milliards de fois moins denses que la fumée d'un feux d'artifice du 04 Juillet. Cette photo du télescope spatial Hubble montre la lumière intégrée des panaches, lequels ont des années-lumière de large.
Crédit : NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Les objets Herbig-Haro (HH) possèdent une grande variété de formes, mais la configuration de base reste la même. Des jets jumeaux de gaz chauffé, éjectés dans des directions opposées d'une étoile en formation, s'écoulent à travers l'espace interstellaire. Les astronomes pensent que ces écoulements sont alimentés par l'accrétion de gaz sur une jeune étoile entourée d'un disque de poussières et de gaz. Le disque est le "réservoir de carburant", l'étoile est le moteur gravitationnel, et les jets sont les gaz d'échappement.
Lorsque ces jets énergiques heurtent violemment le gaz plus froid, la collision se déroule comme un embouteillage sur l'autoroute. Le gaz dans le front de choc ralentit au pas, mais plus de gaz continue à s'accumuler alors que le jet maintient le claquement dans le choc de derrière. Les températures montent en flèche, et cette région incurvée et échauffée commence à briller. Ces "ondes de choc" sont ainsi nommées parce qu'elles ressemblent aux vagues qui se forment à l'avant d'un bateau.
Dans le cas de l'unique jet HH 110, les astronomes observent une spectaculaire et insolite permutation sur ce modèle de base. Une étude attentive a échoué à plusieurs reprises pour trouver l'étoile source actionnant HH 110, et il peut y avoir de bonnes raisons pour cela: l'écoulement 110 HH est peut-être lui-même généré par un autre jet.
Les astronomes croient maintenant que le jet à proximité de HH 270 frôle un obstacle immobile - un noyau de nuages beaucoup plus denses et plus froids - et est dévié au large à un angle d'environ 60 degrés. Le jet s'assombrit et puis réapparaît, après avoir réinventé HH 110.
Le jet montre que ces flux énergétiques sont comme les explosions erratiques d'une chandelle romaine. Comme les rapides blobs de gaz rattrapent et entrent en collision avec des blobs plus lents, de nouveaux chocs surviennent le long de l'intérieur du jet. La lumière émise par le gaz excité dans ces chaudes crêtes bleues marque les limites de ces collisions intérieures. En mesurant la vitesse actuelle et les positions de différents blobs et des crêtes chaudes le long de la chaîne dans le jet, les astronomes peuvent efficacement "rembobiner" l'écoulement, en extrapolant les blobs jusqu'au moment où ils ont été émis. Cette technique peut être utilisée pour mieux comprendre l'histoire de l'accrétion de masse de l'étoile source.
Cette image est un composite des données prises avec les instruments ACS (Advanced Camera for Surveys) de Hubble en 2004 et 2005 et WFC3 (Wide Field Camera 3) en Avril 2011.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Comète P/2003 O2 = 2012 M1 (LINEAR)
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Hidetaka Sato (Tokyo, Japan) a annoncé la redécouverte de la comète P/2003 O2 sur les images CCD obtenues les 18 et 20 Juin 2012 avec l'astrographe de 0,51-m f/6.8 via RAS Observatory, près de Mayhill au Nouveau-Mexique, Etats-Unis.
La comète P/2003 O2 (LINEAR), un objet ressemblant à un astéroïde découvert le 30 Juillet 2003 par le télescope de surveillance LINEAR et ayant révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation, avait été observée pour la dernière fois le 15 Décembre 2003.
Les éléments orbitaux de la comète P/2003 O2 = 2012 M1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 10 Juin 2012 à une distance d'environ 1,49 UA du Soleil, et une période d'environ 8,75 ans.
Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2003 O2 = 2012 M1 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 265P/LINEAR en tant que 265ème comète périodique numérotée.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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L'astronaute de l'ESA André Kuipers de retour sur Terre
: L'astronaute André Kuipers de l'ESA, avec son commandant russe Oleg
Kononenko et l'astronaute Donald Pettit de la NASA, a atterri en toute sécurité
sur les steppes du Kazakhstan à 08h14 UTC dans une capsule Soyuz TMA-03M.
Au cours de sa mission PromISSe de six mois sur la Station Spatiale Internationale,
André a mené plus de 50 expériences scientifiques dans
le seul laboratoire permanent de microgravité au monde. Maintenant que
l'avant-poste orbital est complètement assemblé, les astronautes
sur la Station spatiale peut consacrer plus de temps à la recherche.
Ajout d'une seconde intercalaire le 1er juillet 2012
[Source : IMCCE - Observatoire de Paris / http://www.imcce.fr/fr/newsletter/archives.php Newsletter
N° 81 de Juillet 2012] : L'échelle de temps légal que nous
utilisons dans la vie courante est basée sur le Temps Universel Coordonné
(UTC). Cette échelle de temps UTC est astronomique dans la mesure où
elle reste associée aux mouvements célestes puisque liée
à la rotation de la Terre. Elle est en effet construite pour rester à
moins de 0,9 secondes de l'échelle de temps non uniforme UT1 qui est
directement déduite de la rotation de la Terre. L'échelle UTC
possède, par morceaux, la qualité d'uniformité de l'échelle
de temps atomique international (TAI). Celle-ci est parfaitement uniforme car
elle est construite, elle, à partir de la mesure de la vibration de l'atome
de Césium 133 définissant la seconde à une très
haute précision. On a défini l'origine du TAI de telle sorte qu'il
soit égal à UT1 le 1er janvier 1958. Le retard sur le temps atomique
accumulé depuis lors par l'horloge Terre s'élève à
34 secondes.
Or la rotation de la Terre montre de petites irrégularités et surtout un lent ralentissement créé par les effets des marées luni-solaires. Périodiquement il est donc nécessaire de recaler l'échelle UTC. C'est pourquoi, le 1er juillet 2012 à 2h du matin en temps légal (soit le 30 juin à 24h UTC), il faudra retarder nos montres de 1 seconde. Avant d'afficher 2h en temps légal, les horloges et notamment l'horloge parlante, devront donc compter 61 secondes et non 60, pour cela elles compteront 1h 59m 59s, puis 1h 59m 60s puis 2h 0m 0s. La différence TAI - UTC deviendra alors 35 secondes.
La décision d'effectuer un tel saut appartient au Bureau Central du Service International de la Rotation Terrestre (International Earth Rotation Service, IERS), dont le siège est à l'Observatoire de Paris.
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Sources ou Documentations non francophones
