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Le lancement de la mission GOCE doit avoir lieu le mercredi 10 Septembre à 14h21 UTC.

Le lancement de Progress 30 est programmé pour le 10 Septembre du cosmodrome de Baïkonour au Kazakhstan.

Le lancement de la navette spatiale Atlantis (STS-125 ) pour la cinquième et dernière mission d'entretien du télescope spatial Hubble est prévue pour le 08 Octobre 2008.

Grâce aux données de l'observatoire de rayons gamma Integral de l'ESA, les scientifiques ont pu localiser où les particules à proximité de l'étoile à neutrons en rotation dans la Nébuleuse du Crabe sont accélérées à d'immenses énergies.

La découverte a placé un autre morceau du puzzle dans la compréhension de comment les étoiles à neutrons fonctionnent.

Les étoiles à neutrons en rotation, ou « pulsars », sont connues pour accélérer des particules à d'énormes énergies, en général cent fois plus que les accélérateurs les plus puissants sur Terre, mais les scientifiques ont encore des incertitudes sur comment ces systèmes fonctionnent et où les particules sont accélérées.

Un pas en avant dans cette compréhension est maintenant accompli grâce à une équipe de chercheurs du Royaume-Uni et d'Italie, dirigée par le professeur Tony Dean de l'Université de Southampton, qui a étudié la lumière polarisée de haute énergie émise par la Nébuleuse du Crabe - une des vues les plus spectaculaires dans l'espace lointain.

La Nébuleuse du Crabe est le résultat d'une explosion de supernova qui a été vue depuis la Terre le 04 Juillet 1054. L'explosion a laissé un pulsar avec une nébuleuse de particules émises autour de lui. Le pulsar contient la masse du Soleil serrée dans un volume d'environ 10 kilomètres de rayon, tournant très rapidement - environ 30 fois par seconde - produisant de ce fait des champs magnétiques très puissants et accélérant des particules. Un jet fortement collimaté, aligné avec l'axe de rotation du pulsar et une brillante structure en 'beignet' rayonnante (ou tore) autour du pulsar lui-même, sont également vus.

Aussi, le Crabe est connu pour accélérer les électrons - et probablement d'autres particules - à une vitesse extrêmement grande, et aussi produit le rayonnement de haute énergie. Mais où exactement ces particules sont-elles accélérées ?

En examinant le coeur du pulsar avec le spectromètre d'Integral (SPI), les chercheurs ont effectué une étude détaillée pour évaluer la polarisation - ou l'alignement - des vagues du rayonnement de grande énergie provenant du Crabe.

Ils ont utilisé des données de plus de 600 différentes observations de la nébuleuse, et ont vu que ce rayonnement polarisé est fortement aligné avec l'axe de rotation du pulsar. Ainsi ils ont conclu qu'une partie significative des électrons produisant du rayonnement de grande énergie doit provenir d'une structure fortement organisée située très proche du pulsar, très probable directement des jets eux-mêmes. La découverte permet aux chercheurs de rejeter d'autres théories qui localisent l'origine de ce rayonnement plus loin du pulsar.

Le professeur Tony Dean de l'Ecole de Physique et d'Astronomie de l'Université a commenté que la découverte d'un tel alignement - correspondant également avec la polarisation observée dans la bande visible - est vraiment remarquable. "Les résultats ont des implications claires sur de nombreux aspects d'accélérateurs de haute énergie tels que le Crabe,", ajoute Dean.

"La détection du rayonnement polarisé dans l'espace est très compliquée et rare, comme elle exige l'instrumentation dédiée et une analyse détaillée des données très complexes", note Chris Winkler, scientifique de projet Integral à l'ESA. "La capacité d'Integral de détecter le rayonnemet gamma polarisé et, par conséquent, d'obtenir des résultats importants comme celui-ci, le confirme une fois de plus comme un observatoire de niveau mondial."

http://www.esa.int/esaSC/SEM5AW0SAKF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Comète P/2008 Q2 (Ory)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert par Michel Ory (Delemont, Suisse) sur des images CCD obtenues avec le télescope Bernard Comte de 0,61m f/3.9 à Vicques, a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2008 Q2 (Ory) indiquent un passage au périhélie le 23 Octobre 2008 à une distance de 1,3 UA du Soleil, et une période de 5,96 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08Q51.html (MPEC 2008-Q51)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Octobre 2008 à une distance de 1,8 UA du Soleil, et une période de 5,8 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R75.html (MPEC 2008-R75)

C'est la quatrième découverte de comète par un amateur en 2008, mais la première comète périodique découverte en 2008 par un astronome amateur. Michel Ory ajoute son nom à la liste des découvreurs helvétiques de comètes, où figurent déjà les noms prestigieux de Philippe Loys De Chesaux, Emile Schaer, Paul Finsler, et Paul Wild.

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008Q2.html

C/2008 Q3 (Garradd)

Une nouvelle comète a été découverte le 27 Août 2008 par G. J. Garradd (Siding Spring Survey), et confirmée par les observations de A. C. Gilmore (Mount John Observatory, Lake Tekapo).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 Q3 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 01 Juillet 2009 à une distance de 2,5 UA du Soleil. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08Q52.html (MPEC 2008-Q52)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 23 Juin 2009 à une distance de 1,8 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R63.html (MPEC 2008-R63)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008Q3.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une puissante collision d'amas de galaxies a été capturée par le télescope spatial Hubble et l'Observatoire de rayons X Chandra.

Les observations de l'amas connu sous le nom de MACS J0025.4-1222 indique qu'une collision titanesque a séparé la matière sombre de l'ordinaire et fournit une confirmation indépendante d'un effet similaire détecté auparavant dans une cible surnommée "Bullet Cluster". Ces nouveaux résultats montre que "Bullet Cluster" n'est pas un cas anormal.

Crédit : NASA, ESA, CXC, M. Bradac (University of California, Santa Barbara),

and S. Allen (Stanford University)

Comme son célèbre cousin, le dénommé "Bullet Cluster", cet entrechoc d'amas fournit la preuve saisissante de matière foncée et un aperçu de ses propriétés.

Comme Bullet Cluster, cet amas nouvellement étudié, officiellement connu sous le nom de MACSJ0025.4-1222, montre une claire séparation entre la matière foncée et ordinaire. Ceci aide à répondre à une question cruciale concernant si la matière foncée interagit avec elle-même de manière autre que par l'intermédiaire des forces gravitationnelles.

Cette découverte est importante parce qu'elle vérifie indépendamment les résultats trouvés pour Bullet Cluster en 2006. Le nouveau résultat montre que Bullet Cluster n'est pas une exception et ces résultats premiers n'étaient pas le produit d'une certaine erreur inconnue.

Juste comme l'original Bullet Cluster, MACSJ0025 s'est formé après une collision incroyablement énergique entre deux grands amas dans presque le plan du ciel. Par certains côtés, MACSJ0025 peut être considéré comme un sosie de Bullet Cluster. A sa distance beaucoup plus grande de 5.7 milliards d'années-lumière, les astronomes sont témoin d'une collision qui s'est produite longtemps avant celle de Bullet Cluster.

En utilisant des images optiques de Hubble, l'équipe pouvait impliquer la distribution de toute la masse (colorée en bleu) -- la matière foncée et ordinaire -- en utilisant une technique connue sous le nom de lentille gravitationnelle. Les données de Chandra ont permis aux astronomes de tracer exactement la position de la matière ordinaire, la plupart du temps sous forme de gaz chaud, qui rougeoie brillamment dans les rayons X (en rose).

Une différence importante entre Bullet Cluster et le nouveau système est que MACSJ0025 ne contient pas réellement une « balle ». Ce dispositif est un dense et lumineux en rayons X noyau de gaz qui peut être vu se déplaçant à travers Bullet Cluster. Néanmoins, la quantité d'énergie impliquée dans cette collision gigantesque est presque aussi extrême que celle trouvée dans Bullet Cluster.

Lorsque les deux amas qui ont formé MACSJ0025 (chacun de presque un million de milliard de fois la masse du Soleil) ont fusionné à des vitesses de millions de kilomètres par heure, le gaz chaud dans chaque amas entre entré en collision et a ralenti, mais la matière foncée ne l'a pas fait. La séparation entre le matériel montré en rose et en bleu fournit donc la preuve directe pour la matière foncée et confirme la vue que les particules de matière foncée interagissent les unes avec les autres seulement très faiblement ou pas du tout, indépendamment de l'attraction de la pesanteur.

Une des grandes réussites de l'astronomie moderne a été d'établir un inventaire complet de la matière et de l'énergie contenue dans l'Univers. La soi-disant matière foncée compose approximativement 23% de ce contenu, cinq fois plus que la matière ordinaire qui peut être détectée par les télescopes. Les derniers résultats avec MACSJ0025 confirment de nouveau ces résultats.

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

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/32

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le plus récent télescope spatial de la NASA, GLAST (Gamma-Ray Large Area Space Telescope), a commencé sa mission d'exploration de l'Univers dans les rayons gamma de haute énergie. Le vaisseau spatial et ses instruments révolutionnaires ont passé leur contrôle orbital avec mention.

La NASA a annoncé le 26 Août que GLAST a été renommé Fermi Gamma-ray Space Telescope. Le nouveau nom rend hommage au professeur Enrico Fermi (1901-1954), un pionnier de la physique de haute énergie.

"Enrico Fermi était la première personne à suggérer comment des particules cosmiques pourraient être accélérées à des vitesses élevées," commente Paul Hertz, scientifique en chef pour la Direction de Mission de Science de la NASA au quartier général de la NASA à Washington. "Sa théorie fournit la base pour comprendre les nouveaux phénomènes que son télescope homonyme découvrira."

Les scientifiques prévoient que Fermi, en observant les rayons gamma énergiques, découvre beaucoup de nouveaux pulsars, révéle le fonctionnement intérieur des trous noirs supermassifs, et aide les physiciens à rechercher de nouvelles lois de la Nature.

Pendant les deux mois suivant le lancement du vaisseau spatial, le 11 Juin 2008, les scientifiques ont testé et calibré ses deux instruments, le Large Area Telescope (LAT) et le GLAST Burst Monitor (GBM).

Aujourd'hui, l'équipe du LAT a dévoilé une image de tout le ciel montrant le gaz rougeoyant de la Voie lactée, des clignotements de pulsars, et une galaxie déchaînée à des milliards d'années-lumière. La carte combine 95 heures d'observations de la "première lumière" de l'instrument :

Crédit : NASA/FERMI/LAT

Une image semblable, produite par l'observatoire maintenant défunt Compton Gamma-ray Observatory de la NASA, a demandé des années d'observations. Avec la sensibilité supérieure de Fermi, les nouvelles découvertes sont sûres de suivre.

Le LAT de Fermi balaye le ciel entier toutes les trois heures en fonctionnant en "mode d'étude", lequel occupera la majeure partie du temps d'observation du télescope pendant la première année des opérations. Ces clichés rapides laissent aux scientifiques la surveillance des changements rapides de caractéristique de l'Univers violent de rayons gamma. Le télescope est sensible aux photons avec des énergies s'étendant de 20 MeV (20 millions d'électrons-volts) à plus de 300 GeV (300 milliards d'électrons-volts). L'extrémité élevée de cette gamme, qui correspond à des énergies plus de 5 millions de fois plus grandes que les rayons X dentaires, est peu exploré.

L'instrument secondaire du vaisseau spatial, le GBM, a repéré 31 explosions connues sous le nom d'éclat de rayons gamma dans son seul premier mois d'opérations. Ces souffles de grande énergie se produisent quand les étoiles massives meurent ou quand des étoiles à neutrons se développent en spirales ensemble et fusionnent.

Le GBM est sensible aux rayons gamma moins énergiques que le LAT, lui donnant un avis complémentaire du large spectre de rayons gamma. Travaillant ensemble, les deux instruments peuvent finalement démêler certains des mystères les plus inextricables des éclats de rayons gamma.

"Les dernières décennies ont été un âge d'or pour l'astronomie," ajoute Chip Meegan (Marshall Space Flight Center), principal investigateur du GBM. Fermi, selon lui, va garder le bon rythme. "Je suis ravi d'y participer."

http://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/news/glast_renamed.html

http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1401.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes ont capturé plusieurs galaxies massives dans l'acte de fusion il y a environ 4 milliards d'années. Cette découverte, rendue possible en combinant la puissance des meilleurs télescopes au sol et spatiaux, confirme la théorie préférée sur la façon dont les galaxies se forment.

Comment se forment les galaxies? La réponse la plus largement acceptée à cette question fondamentale est le modèle de «formation hiérarchique", un lent processus dans lequel les petites galaxies fusionnent pour créer les plus grandes. On peut penser à des galaxies se faisant d'une manière similaire à la façon dont les cours d'eau fusionnent pour former des rivières, et comment ces rivières, à leurs tours, fusionnent pour former une encore plus grande rivière. Ce modèle théorique prévoit que les galaxies massives se développent à travers de nombreux événements de fusion dans leur vie. Mais quand leurs poussées de croissance cosmologique finit-elle ? Quand la plupart des galaxies massives obtiennent le plus de leur masse ?

Pour répondre à ces questions, les astronomes étudient les galaxies massives dans les amas, l'équivalent cosmologique de villes remplies de galaxies. "Est-ce que les galaxies les plus brillantes dans les amas ont augmenté sensiblement ces derniers milliards d'années est intensément débattu. Nos observations montrent que, dans ce temps, ces galaxies ont augmenté leur masse de 50%», affirme Kim Tran-Vy de l'Université de Zurich, Suisse, qui a dirigé la recherche.

Les astronomes ont utilisé un grand ensemble de télescopes et instruments, dont le VLT (Very Large Telescope) et le télescope spatial Hubble, pour étudier en détail les galaxies situées à 4 milliards d'années-lumière. Ces galaxies se trouvent dans un extraordinaire système constitué de quatre groupes de galaxies qui s'assembleront en amas.

En particulier, l'équipe a pris des images avec VIMOS et des spectres avec FORS2, deux instruments sur le VLT. A partir de ceux-ci et d'autres observations, les astronomes ont pu identifier un total de 198 galaxies appartenant à ces quatre groupes.

Les galaxies les plus brillantes de chaque groupe contiennent entre 100 et 1000 milliards d'étoiles, une propriété qui les rend comparable à la plupart des galaxies massives appartenant à des amas.

«Le plus étonnant, c'est que dans trois des quatre groupes, les plus brillantes galaxies ont également une brillante galaxie compagnon. Ces paires de galaxies sont des systèmes en fusion", déclare Tran.

La galaxie la plus brillante de chaque groupe peut être classée dans une séquence temporelle qui montre comment les galaxies lumineuses continuent à se développer par fusion jusqu'à récemment, c'est-à-dire, dans les dernièrs 5 milliards d'années. Il semble que, en raison de l'épisode le plus récent de ce "cannibalisme galactique", les galaxies les plus brillantes sont devenues au moins 50% plus massive.

Cette découverte offre une validation unique et puissante de la formation hiérarchique qui s'est manifestée dans la galaxie et la réunion de l'amas.

"Les étoiles dans ces galaxies sont déjà anciennes et aussi nous devons conclure que la récente fusion n'a pas produit une nouvelle génération d'étoiles", conclut Tran. "La plupart des étoiles dans ces galaxies sont nées il y a au moins 7 milliards d'années."

L'équipe est composée de Kim-Vy H. Tran (Institute for Theoretical Physics, University of Zürich, Switzerland), John Moustakas (New York University, USA), Anthony H. Gonzalez et Stefan J. Kautsch (University of Florida, Gainesville, USA), et Lei Bai et Dennis Zaritsky (Steward Observatory, University of Arizona, USA). Les résultats présentés ici sont publiés dans Astrophysical Journal Letters : "The Late Stellar Assembly Of Massive Cluster Galaxies Via Major Merging", par Tran et autres.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-24-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'observatoire en orbite de rayons X XMM-Newton de l'ESA a découvert le plus massif amas de galaxies dans l'Univers lointain jusqu'à présent. L'amas de galaxies est tellement grand qu'il ne peut y avoir qu'une poignée d'entre eux à cette distance, ce qui en fait d'ailleurs une capture rare. La découverte confirme l'existence de l'énergie sombre.

Le nouveau monstre découvert, connu seulement par le numéro de catalogue 2XMM J083026 +524133, est estimé contenir autant de masse qu'un millier de grandes galaxies. Une grande partie de celui-ci se présente sous la forme de gaz chaud de 100 millions de degrés. Il a été observé pour la première fois par hasard lorsque XMM-Newton était en train d'étudier un autre objet céleste et 2XMM J083026 +524133 a été placé dans un catalogue d'un futur suivi.

Georg Lamer (Astrophysikalisches Institut Potsdam, en Allemagne) et une équipe d'astronomes a découvert l'amas record alors qu'ils effectuaient une analyse systématique du catalogue. Sur la base de 3.500 observations effectuées avec l'instrument EPIC (European Photon Imaging Camera) de XMM-Newton qui couvrent environ 1% de l'ensemble du ciel, le catalogue contient plus de 190.000 sources de rayons X individuelles. L'équipe étaient à la recherche de parties étendues de rayons X qui pourraient être à proximité des galaxies lointaines ou d'amas de galaxies.

J083026 +524133 se distingue parce qu'il est tellement lumineux. Bien que vérifiant visuellement les images du Sloan Digital Sky Survey, l'équipe n'a pu trouver aucune galaxie voisine évidente à cet endroit. Aussi ils se sont tournés vers le LBT (Large Binocular Telescope) en Arizona et ont eu une profonde exposition.

Effectivement, ils ont trouvé un amas de galaxies. Ainsi, l'équipe a calculé une distance de 7,7 milliards d'années-lumière et la masse de l'amas à l'aide des données de XMM-Newton. Ce n'était pas une surprise parce que XMM-Newton est assez sensible pour trouver régulièrement des amas de galaxies à cette distance. La surprise était que l'amas contient un millier de fois la masse de notre propre galaxie, la Voie lactée.

"Ces amas massifs de galaxies sont supposés être des objets rares dans l'Univers lointain. Ils peuvent être utilisés pour tester les théories cosmologiques," commente Lamer. En effet, la présence de cet amas confirme l'existence d'un composant mystérieux de l'Univers appelé énergie sombre.

Nul ne sait ce qu'est l'énergie sombre, mais elle fait accélérer l'expansion de l'Univers. Cela gêne la croissance des amas massifs de galaxies à une époque plus récente, indiquant qu'ils doivent s'être formés plus tôt dans l'Univers. "L'existence de l'amas peut seulement être expliqué avec l'énergie sombre", ajoute Lamer.

Pourtant, il ne s'attend pas à trouver plusieurs d'entre eux dans le catalogue XMM-Newton. "Selon les théories cosmologiques actuelles, nous ne devrions trouver seulement que ce seul amas dans le 1% du ciel que nous avons fouillé", note Lamer.

En d'autres termes, l'équipe ont trouvé une cosmique "aiguille dans une botte de foin"

http://asimov.esrin.esa.int/esaSC/SEMY70XIPIF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des générations des étoiles peuvent être vues dans ce nouveau portrait en infrarouge du télescope spatial Spitzer. Dans cette région de formation d'étoiles, appelée W5, les étoiles les plus anciennes peuvent être vues comme des points bleus aux centres des deux cavités évidées (d'autres points bleus sont des étoiles de fond et de premier plan non associées à la région). De plus jeunes étoiles tapissent les bords des cavités, et certaines peuvent être vues comme des points roses aux bouts de piliers en forme de trompe d'éléphant. Les secteurs inextricables blancs sont où les plus jeunes étoiles se forment. Le rouge montre la poussière chauffée qui infiltre les cavités de la région, alors que le vert accentue les nuages denses.

Crédit : NASA/JPL-Caltech /Harvard-Smithsonian CfA

W5 couvre un secteur du ciel équivalent à quatre pleines lunes et est à environ 6.500 années-lumière dans la constellation de Cassiopée (Cassiopeia). L'image de Spitzer a été prise sur une période de 24 heures.

Comme d'autres régions de formation d'étoiles, telles qu'Orion et Carina, W5 contient de grandes cavités qui ont été creusées par le rayonnement et les vents des étoiles les plus massives de la région. Selon la théorie de déclenchement de la formation d'étoiles, le creusement de ces cavités pousse le gaz ensemble, l'entraînant à s'enflammer dans les générations successives de nouvelles étoiles.

Cette image contient la meilleure preuve à ce jour pour la théorie de déclenchement de formation d'étoiles. Les scientifiques en analysant la photo ont pu montrer que les âges des étoiles deviennent progressivement et systématiquement plus jeunes avec la distance du centre des cavités.

C'est une composition en trois couleurs montrant les observations en infrarouge de deux instruments de Spitzer. Le bleu représente la lumière de 3.6 microns et le vert montre la lumière de 8 microns, toutes les deux capturées par la caméra infrarouge de Spitzer. Le rouge est la lumière de 24 microns détectée par le photomètre d'imagerie multibande de Spitzer.

http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/20080722.html

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Cartographie d'un volcan

Les membres de l'équipe scientifique de MESSENGER sont occupés à étudier en détail les volcans nouvellement découverts sur Mercure.

Cette image, récemment publiée dans la revue Science, montre une mosaïque du NAC du plus grand volcan actuellement identifié sur Mercure et un croquis de la carte géologique des caractéristiques principales dans les environs.

Les dépressions de forme irrégulière (notés "irregularly-shaped depressions” sur la carte) sont supposées correspondre à des cheminées volcaniques, et la frontière du dôme ("margin of the dome-like feature") marque la limite extérieure de coulées de lave des cheminées qui sont soupçonnées d'avoir recouvert les surfaces sous-jacentes de plaines bosselées ("hummocky plains").

Le tracé en double ligne délimite le matériel lumineux associé au volcan, supposé être des dépôts pyroclastiques éjectés au cours des éruptions volcaniques. Un impact de cratère très encastré ("highly-embayed impact crater") semble également avoir eu des coulées de lave jusqu'à son bord, bien qu'un cratère d'impact légèrement plus loin soit "relativement frais" et inchangé par la lave. Le volcan est situé juste à l'intérieur du bord du bassin d'impact Caloris, marqué «Caloris basin rim units" sur cette carte.

Des cartes comme celle-ci aident les scientifiques dans leurs efforts pour comprendre les histoire du volcanisme sur Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=199

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des falaises, des falaises, partout

Des escarpements géants (falaises), appelés Rupes, sont soupçonnés s'être formés lorsque l'intérieur de Mercure s'est refroidi et que l'ensemble de planète a diminué légèrement par la suite.

Cette image, récemment publiée dans la revue Science, montre un de ces escarpements (flèches blanches), qui est d'environ 270 kilomètres de longueur. Cette portion de la surface de Mercure a été observée au cours du survol de Mariner 10, mais cet escarpement, malgré sa taille, n'était pas visible sur les photos de Mariner parce que le Soleil était presque au zénith à l'époque et, par conséquent, l'escarpement ne projetait pas une ombre perceptible. Au contraire, MESSENGER a acquis une mosaïque de cette zone avant l'approche au plus près de planète par le vaisseau spatial, lorsque cette partie de la surface se trouvait près du terminateur, la ligne de séparation entre la face éclairée par le Soleil et le côté nuit de la planète. Ce type d'éclairage produit des ombres longues, permettant à cet escarpemement d'être reconnu pour la première fois.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=197

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Anneaux de crêtes plissées sur Mercure et Mars

Les scientifiques planétaires comparent couramment les caractéristiques géologiques sur les différents corps planétaires, pour en apprendre davantage sur les processus similaires qui opèrent dans tout le Système Solaire et pour comprendre comment chaque planète est différente et unique.

Cette image, récemment publiée dans la revue Science, montre des anneaux de crêtes plissées sur Mercure (l'image du haut) et sur Mars (l'image du bas) qui ont l'air tout à fait similaires. Les crêtes plissées disposées dans un tel anneau sont interprétées pour tracer le bord d'un cratère d'impact qui était presque ou complètement inondé par les laves avant la formation des crêtes. Les crêtes plissées sont créées par des forces qui compressent la croûte horizontalement. Un bord de cratère enfoui peut concentrer les forces proches de la surface et provoquer des rides de crêtes pour former un anneau. La présence d'anneaux de crêtes plissées est donc bien la preuve que le volcanisme a contribué à façonner les surfaces de Mars et de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=196

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle simulation informatique montre comment des étoiles massives peuvent se former près d'un grand trou noir annoncent des chercheurs, un résultat qui défie le sens commun et donne une nouvelle explication pour la formation des étoiles.

Ian Bonnell (Université de St. Andrews, Royaume-Uni) et William Rice (Université d'Édimbourg, Royaume-Uni) ont mis au point une simulation qui montre comment des nuages de gaz interagissent avec des trous noirs massifs pour former des disques excentrés qui se fragmentent ensuite pour générer des étoiles massives gardant la même forme excentrée. Leur découverte concorde avec les observations actuelles de la Voie lactée qui indiquent la présence d'un trou noir massif entouré d'étoiles massives et excentrées.

Auparavant, les chercheurs pensaient que les forces gravitionnelles d'un trou noir disloqueraient quelque chose d'aussi fragile qu'un nuage de molécules avant qu'il ne puisse donner un quelconque objet stellaire. Mais cette nouvelle simulation apporte la preuve que des nuages de gaz pourraient encore se former en présence d'un trou noir et que si l'un d'eux est assez grand il pourrait alors être à l'origine d'étoile également très massives.

http://www.stfc.ac.uk/PMC/PRel/STFC/YoungStars.aspx

http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/321/5892/1060

Source : EurekAlert!/AAAS http://www.eurekalert.org/pub_releases_ml/2008-08/aaft-q081808.php

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les nuages jouent un rôle fondamental dans la chimie de l'atmosphère martienne. C'est ce que vient de démontrer une équipe internationale (1) dirigée par des chercheurs CNRS du Service d'Aéronomie (CNRS/Universités Pierre et Marie Curie/Université de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines) et comprenant deux autres équipes INSU-CNRS. Pour réaliser cette étude, les chercheurs ont introduit, dans un modèle de circulation atmosphérique, la capture des composés hydrogénés HOx à la surface des cristaux de glace des nuages, un processus avéré en laboratoire. Ils ont ainsi montré que l'on parvient à un accord sans précédent entre la couche d'ozone martienne simulée par le modèle et celle qui a été récemment observée par le spectromètre SPICAM à bord de Mars Express (ESA), et cela à toutes les latitudes et saisons. Ce résultat est publié dans la revue Nature du 21 août 2008.

Sur Terre, on sait que les interactions entre les espèces chimiques gazeuses et les cristaux de glace des nuages jouent un rôle fondamental dans la perte de l'ozone stratosphérique. En effet, ces cristaux de glace transforment les composés chlorés de l'atmosphère en chlore actif susceptible de détruire l'ozone. Or, des nuages de glace sont observés fréquemment dans l'atmosphère de Mars. Les chercheurs ont donc testé l'idée que ces nuages de glace pouvaient capturer et rendre inactifs les radicaux hydrogénés HOx qui normalement détruisent l'ozone martien, un phénomène identifié en laboratoire.

En utilisant un modèle de circulation générale de l'atmosphère qui tient compte de la photochimie, les chercheurs ont montré que, en se limitant à la chimie classique en phase gazeuse, les résultats des simulations ne pouvaient pas expliquer les concentrations d'ozone observées récemment dans l'atmosphère de Mars par le spectromètre SPICAM (2) à bord de Mars Express (ESA).

En tenant compte des processus chimiques qui se développent à la surface des cirrus terrestres ainsi que de la répartition des nuages observée sur Mars (ceinture équatoriale à l'aphélie (3) et brumes polaires en hiver), les scientifiques ont obtenu un accord quantitatif jusqu'à présent inégalé entre la théorie et les observations, et cela à toutes les latitudes et à toutes les saisons de la planète Mars. De plus, ce processus rapproche le modèle des observations de peroxyde d'hydrogène (H₂O₂) conduites depuis la Terre, ce qui fournit une indication supplémentaire du mécanisme proposé (4).

La capture hétérogène des HOx, mise en évidence par l'ozone, est également importante pour le gaz carbonique (CO₂) qui compose 95% de l'atmosphère martienne. On sait en effet que l'atmosphère de Mars doit sa stabilité photochimique aux HOx produits par la destruction de la vapeur d'eau en présence de rayonnement solaire. Par l'intermédiaire de cycles catalytiques similaires à ceux observés sur Terre, les HOx régénèrent en permanence le CO₂ à partir de son produit de photodissociation CO. Si ce mécanisme semble qualitativement bien compris, la chimie classique ne parvenait pas à un bilan équilibré entre la perte et la production de CO. Les résultats obtenus ici apportent la preuve que les nuages jouent un rôle important dans la chimie de l'atmosphère de Mars, dont il faudra désormais tenir compte dans l'étude de sa stabilité et de sa capacité oxydante.

Notes :

1) Appartiennent à cette équipe :

Franck Lefèvre et Jean-Loup Bertaux, Franck Montmessin, Séverine Perrier, Service d'Aéronomie (CNRS/Université Pierre et Marie Curie/Université de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines) ; R. Todd Clancy, Space Science Institute, USA ; Thérèse Encrenaz, Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (CNRS/Observatoire de Paris/Université Pierre et Marie Curie/Université Paris Diderot) ; Kelly Fast, Planetary Systems Laboratory, NASA ; USA ; François Forget, Sébastien Lebonnois, Laboratoire de météorologie dynamique, (CNRS/Ecole Normale Supérieure/Ecole Polytechnique/Université Pierre et Marie Curie).

2) Le spectromètre SPICAM (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars) a été construit sous la responsabilité du Service d'Aéronomie. Il est destiné à la détermination de la composition de l'atmosphère martienne par analyse du rayonnement ultraviolet et infrarouge.

3) Aphélie : point de l'orbite le plus éloigné du Soleil.

4) H2O2 a été détecté depuis le sol avec l'Infrared Telescope Facility et le James Clerk Maxwell Telescope à Hawaii. On pense qu'il est le principal oxydant du sol martien. Les données font apparaître une variation de sa quantité en fonction des saisons.

Références :

Heterogeneous chemistry in the atmosphere of Mars, F. Lefèvre, J.-L. Bertaux, R. Todd Clancy, T. Encrenaz, K. Fast, F. Forget, S. Lebonnois, F. Montmessin, S. Perrier, Nature, le 21 août 2008.

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1399.htm

http://www.nature.com/nature/journal/v454/n7207/abs/nature07116.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le 18 Août 2008, Stanislav Maticic a découvert un objet d'apparence stellaire avec un mouvement inhabituel dans le cadre du programme de recherche PIKA (Comet and Asteroid Search Program) au Crni Vrh Observatory (Slovenia) sur des images CCD prises avec le télescope 0.6-m f/3.3 Deltagraph. Herman Mikuz (Crni Vrh Observatory) a observé l'objet suspect de magnitude 17.8 un jour plus tard et a noté une apparence cométaire. Après demande de confirmation, de nombreux observateurs ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

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

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 Q1 (Maticic) indiquent un passage au périhélie le 02 Janvier 2008 à une distance de 2,9 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08Q12.html (MPEC 2008-Q12)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 30 Décembre 2008 à une distance de 2,9 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08T24.html (MPEC 2008-T24)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008Q1.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope spatial Hubble a trouvé une réponse à une énigme de longue date en résolvant les géants mais délicats filaments formés par un fort champ magnétique autour de la galaxie active NGC 1275. C'est l'exemple le plus saisissant de l'influence des immenses tentacules de champs magnétiques extragalactiques, selon les chercheurs.

Une des plus proches galaxies elliptiques géantes, NGC 1275 accueille un trou noir supermassif. L'activité énergique du gaz tourbillonnant près du trou noir souffle des bulles de matériel dans l'amas de galaxies environnant. Les longs filaments gazeux s'étendent au-delà de la galaxie, dans des gaz de plusieurs millions de degrés émettant des rayons X qui remplissent l'amas.

Ces filaments sont la seule manifestation en lumière visible du rapport complexe entre le trou noir central et le gaz environnant de l'amas. Ils fournissent des indices importants sur la façon dont les trous noirs géants affectent leur environnement immédiat.

Exploitant la vue d'Hubble, une équipe d'astronomes dirigée par Andy Fabian de l'Université de Cambridge, Royaume-Uni, a pour la première fois résolu les fils individuels de gaz qui composent les filaments. La quantité de gaz contenu dans un fil typique est d'environ un million de fois la masse de notre propre Soleil. Ils sont de seulement 200 années-lumière de large, sont souvent très droits, et s'étendent sur plus de 20.000 années-lumière. Les filaments sont formés quand le gaz froid du coeur de la galaxie est entraîné dans le sillage des bulles montantes soufflées par le trou noir.

Cela a été un défi pour les astronomes de comprendre comment les délicates structures ont résisté à l'environnement hostile et de grande énergie de l'amas de galaxies pendant plus de 100 millions d'années. Ils devraient s'être réchauffés, dispersés, et évaporés à ce jour, ou s'être effondrés sous leur propre gravité pour former des étoiles.

Une nouvelle étude publiée dans le magazine Nature du 21 Août propose que les champs magnétiques maintiennent le gaz chargé en place et résistent aux forces qui tordraient les filaments. Cette structure squelettique est assez forte pour résister à l'effondrement gravitationnel.

"Nous pouvons voir que les champs magnétiques sont cruciaux pour ces filaments complexes - pour leur survie et pour leur intégrité," ajoute Fabian.

De semblables réseaux de filaments sont trouvés autour d'autres amas de galaxies plus éloignés. Cependant, ils ne peuvent pas être observés avec la résolution comparable à la vue de NGC 1275. L'équipe appliquera la compréhension de NGC 1275 pour interpréter les observations de ces galaxies plus éloignées.

La galaxie a été photographiée en Juillet et Août 2006 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) à travers trois filtres couleurs.

Les auteurs du papier scientifiques sont : A.C. Fabian, R.M. Johnstone, et J.S. Sanders (University of Cambridge, UK), C.J. Conselice (University of Nottingham, UK), C.S. Crawford (University of Cambridge, UK), et J.S. Gallagher III et E. Zweibel (University of Wisconsin, Madison).

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/28

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une "planète mineure" avec le nom prosaïque de 2006 SQ372 est juste à plus de 3,2 milliards de kilomètres de la Terre, un peu plus proche que la planète Neptune. Mais ce morceau de glace et de roche commence à s'éloigner pour un voyage qui durera 22.500 ans qui l'amenera à une distance de 240 milliards de kilomètres, presque 1.600 fois la distance de la Terre au Soleil, selon une équipe de chercheurs du SDSS-II (Sloan Digital Sky Survey).

La découverte de cet objet remarquable a été rapportée le 18 Août 2008 à Chicago, lors d'un colloque international intitulé "The Sloan Digital Sky Survey: Asteroids to Cosmology." Un article décrivant la technique de découverte et les propriétés de 2006 SQ372 est en préparation pour soumission à The Astrophysical Journal.

Les trajets orbitaux des planètes principales sont presque circulaires, mais l'orbite de 2006 SQ372 est une ellipse qui est quatre fois plus longue qu'elle est large, commente l'astronome Andrew Becker de l'Université de Washington, qui a dirigé l'équipe de découverte. Le seul objet connu avec une orbite comparable est Sedna -- une planète naine comme Pluton découverte en 2003 -- mais l'orbite de 2006 SQ372 l'amène plus de 1,5 fois plus loin du Soleil, et sa période orbitale est presque deux fois aussi longue.

L'orbite de l'objet du Système solaire nouvellement découverte SQ372 (en bleu), comparée aux orbites de Neptune, Pluton, et Sedna (en blanc, en vert, et en rouge, respectivement). L'emplacement du Soleil est marqué par un point jaune au centre. Le panneau intérieur montre une vue agrandie, incluant les orbites d'Uranus, de Saturne, et de Jupiter à l'intérieur de l'orbite de Neptune. Même à cette échelle, la taille de l'orbite de la Terre serait à peine perceptible du point central. - Crédit : N. Kaib / SDSS

Le nouvel objet est beaucoup plus petit que Sedna, ajoute Becker, probablement de 50 à 100 kilomètres de large au lieu de presque 1.000. "C'est fondamentalement une comète, mais il ne s'approche jamais assez du Soleil pour développer une longue et brillante queue de gaz évaporé et de poussières."

L'équipe de Becker a trouvé 2006 SQ372 en appliquant un algorithme de recherche spécialisé aux données prises dans un but complètement différent : la découverte d'explosions de supernova à des milliards d'années-lumière pour mesurer l'expansion de l'Univers. L'enquête de supernova SDSS-II a scanné la même longue bande de ciel, un secteur 1.000 fois plus grand que la Pleine Lune, chaque nuit claire d'automne en 2005, en 2006, et en 2007.

"Si vous pouvez trouver des choses qui éclatent, vous pouvez également trouver des choses qui se déplacent, mais vous avez besoin d'outils différents pour les rechercher," commente le membre de l'équipe Lynne Jones, également de l'Université de Washington. Les seuls objets assez proches pour changer sensiblement de position d'une nuit sur l'autre sont dans notre propre Système solaire, explique Jones.

SQ372 a été découvert la première fois dans une série d'images prises entre les 27 Septembre et 21 Octobre 2006. Le membre de l'équipe Andrew Puckett, de l'Université de l'Alaska Anchorage, a alors recherché les observations de l'automne 2005 de l'étude de supernova pour trouver des détections antérieures, de ce fait fixant la découverte. Des détections suivantes de SDSS de SQ372 ont été trouvées dans les données des observations saisonnières de 2006 et 2007.

L'étudiant Nathan Kaide de l'Université de Washington, autre membre de l'équipe de découverte, a effectué des simulations sur ordinateur pour essayer de comprendre comment 2006 SQ372 pouvait avoir acquis son orbite inhabituelle. "Il pourrait s'être formé, comme Pluton, dans la ceinture de débris glacés au-delà de Neptune, puis éjecté à une grande distance par une rencontre gravitationnelle avec Neptune ou Uranus," note Kaib. "Cependant, nous pensons qu'il est plus probable que SQ372 vient du bord intérieur du nuage d'Oort."

En 1950, explique Kaib, l'astronome hollandais Jan Oort a présumé que la plupart des comètes viennent d'un réservoir éloigné de corps glacés, qui ont été éjectés du Système solaire intérieur par les effets gravitationnels des planètes géantes lorsque les planètes elles-mêmes se formaient il y a quatre milliards et demi d'années. La plupart des objets dans le nuage d'Oort orbitent autour du Soleil à des distances de plusieurs centaines de milliards de kilomètres, mais la pesanteur d'étoiles de passage peut changer leurs orbites, en jetant certains dans l'espace interstellaire et déviant d'autres vers le Système solaire intérieur où ils "s'illuminent" en tant que comètes.

Même à son point de retour plus éloigné, 2006 SQ372 sera dix fois plus près du Soleil que le corps principal supposé du nuage d'Oort, indique Kaib. "L'existence d'un nuage d'Oort 'intérieur' a été théoriquement prévue pendant de nombreuses années, mais SQ372 et peut-être Sedna sont les premiers objets que nous avons trouvés qui semblent provenir de là. Il est passionnant que nous commencions à vérifier ces prévisions."

Becker a noté que 2006 SQ372 était assez lumineux pour être découvert avec le SDSS uniquement parce qu'il est près de son approche au plus près du Soleil, et que l'enquête de supernova SDSS-II a observé moins d'un pour cent du ciel. "Il y a sûrement beaucoup plus d'objets comme celui-ci qui attendent d'être découverts par la prochaine génération d'études, qui rechercheront à des niveaux plus faibles et couvriront plus de secteurs," ajoute Becker. "Dans une décennie, nous devrions en savoir beaucoup plus sur cette population que nous en savons maintenant."

"Un de nos buts," ajoute Kaib, "est de comprendre l'origine des comètes, qui sont parmi les événements célestes les plus spectaculaires. Mais le but plus profond est de regarder de nouveau dans l'histoire des débuts de notre Système solaire et de reconstituer ce qui s'est produit quand les planètes se sont formées."

Le Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

Le Sloan Digital Sky Survey est l'étude la plus ambitieuse du ciel jamais entreprise, faisant participer plus de 300 astronomes et ingénieurs de 25 établissements autour du monde. SDSS-II, qui a commencé en 2005 et a terminé les observations en Juillet 2008, est composé de trois projets complémentaires. Le Legacy Survey a complété la carte originale du SDSS de la moitié du ciel boréal, déterminant les positions, l'éclat, et les couleurs de centaines de millions d'objets célestes et mesurant des distances de plus d'un million de galaxies et de quasars. SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration) a cartographié la structure et la composition stellaire de la galaxie de la Voie lactée. Le Supernova Survey a balayé à plusieurs reprises une bande le long de l'équateur céleste pour découvrir et mesurer des supernovae et d'autres objets variables, sondant l'expansion du cosmos. Les trois études ont été effectuées avec des instruments spéciaux sur le télescope de 2.5 mètres à l'Observatoire Apache Point, au Nouveau Mexique.

http://www.sdss.org/news/releases/20080818.sq372_final.html

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K07/K07A27.html (MPEC 2007-A27)

http://www.techno-science.net/?onglet=news&news=5706

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte le 13 Aoùt 2008 par G. J. Garradd (Siding Spring Survey), et confirmée par les observations ultérieures de C. Jacques et E. Pimentel (CEAMIG-REA Observatory, Belo Horizonte), de J. Drummond (Gisborne), de N. Teamo (Tiki Observatory, Punaauia), et de H. S. Lepez (El Leoncito).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 P1 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 02 Juillet 2009 à une distance de 3,6 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08P66.html (MPEC 2008-P66)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 22 Juillet 2009 à une distance de 3,9 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R03.html (MPEC 2008-R03)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008P1.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le 16 Août 2008, le passage partiel de la Lune dans le cône d'ombre de la Terre sera visible sur une grande partie de l'Asie, en Australie, en Europe, en Afrique, et en Amérique du Sud.

Bien qu'il ne s'agisse que d'une éclipse partielle, celle-ci devrait se révéler spectaculaire, la Lune pénétrant assez profondément à l'intérieur du cône d'ombre au moment du maximum. Tout en restant assez lumineux notamment dans sa partie nord, le disque lunaire devrait se parer de subtiles teintes du plus bel effet sur une bonne partie de sa surface.

Le spectacle de l'entrée de la Lune dans la zone d'ombre terrestre se déroule à une faible hauteur pour les observateurs situés à Paris, et plus généralement en France. Il faudra donc bénéficier d'un horizon bien dégagé pour admirer les premières minutes du contact du limbe lunaire avec l'ombre terrestre, celui-ci ayant lieu peu après le lever de la Lune à seulement 6 degrés au-dessus de l'horizon pour un spectateur résidant à Paris. Le maximum de l'éclipse partielle se produit à une hauteur plus raisonnable de 18 degrés au-dessus de l'horizon, de même que la sortie de l'ombre, celle-ci se déroulant à environ 25 degrés de hauteur. 

Quelques sites Web ont prévu de diffuser en direct l'éclipse du 16 Août 2008, sauf imprévu de dernières minutes ou de météo défavorable :

http://www.lunarobservers.com/mooncam.htm (Angleterre)

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

http://www.xs4all.nl/%7Ecarlkop/eclipsmaan2008/english.html (Pays-Bas)

http://www.planetenpaultje.nl/ (Pays-Bas)

http://www.orionweb.nl/ (Pays-Bas)

http://live.saros.org/ (Iles Canaries)

Page Spéciale ../lune160808.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Le vaisseau spatial Cassini a déterminé exactement où les jets de glace surgissent à la surface de la lune de Saturne géologiquement active Encelade. 

Les nouvelles photos soigneusement ciblées révélent de précieux détails dans les principales fractures du pôle d'où les jets émanent. Les images montrent que les fractures sont d'environ 300 mètres de profondeur, avec des parois en forme de V à l'intérieur. Les flancs extérieurs de certaines des fractures montrent de vastes dépôts de matières fines. Le terrain finement fracturé est jonché de blocs de glace de dizaines de mètres en taille et de plus large (la taille de petites maisons) entourent les fractures.

"C'est le filon mère pour nous», a déclaré Carolyn Porco, chef de l'équipe d'imagerie de Cassini au Space Science Institute, Boulder, Colorado "Un lieu qui peut révéler en fin de compte exactement quel type d'environnement - habitable ou non - nous avons dans cette petite lune torturée".

Un résultat très attendu de ce survol était de trouver l'endroit dans les fractures d'où les jets soufflent des particules de glace, de la vapeur d'eau et des traces organiques dans l'espace. Les scientifiques sont en train d'étudier la nature et l'intensité de ce processus sur Encelade, et ses effets sur le terrain environnant. Ces informations, couplées avec les observations de Cassini par d'autres instruments, peuvent répondre à la question de savoir si des réservoirs d'eau liquide existent sous la surface.

Les images en haute résolution ont été acquises au cours d'un survol d'Encelade le 11 Août 2008, lorsque Cassini est passé à toute allure auprès de la lune glacée à la vitesse de 64.000 kilomètres par heure. Une technique spéciale, dite de "skeet shooting" par l'équipe d'imagerie, a été conçue pour annuler la vitesse élevée de la lune par rapport à Cassini et obtenir des vues ultra nettes. "Connaître exactement où pointer, au bon moment, a été critique pour cet événement", a déclaré Paul Helfenstein, de l'équipe d'imagerie de Cassini associée à l'Université de Cornell, Ithaca, NY., qui mis au point et utilisé la technique de "skeet-shoot" pour concevoir la séquence d'images. "Le défi est équivalent à essayer de capturer une photo non floue d'un panneau d'affichage à distance en bordure de route avec un téléobjectif à la fenêtre d'une voiture roulant à toute vitesse."

Helfenstein dit que du point de vue de Cassini, "Encelade a traversé le ciel si rapidement que l'engin n'avait aucun espoir de suivre une caractéristique sur sa surface. Notre meilleure option était de pointer la sonde loin devant Encelade, tourner le vaisseau spatial et la caméra aussi vite que possible en direction du trajet prévu d'Encelade, et laissez Encelade nous surprendre à un moment où nous pouvions adapter son mouvement dans le ciel, en capturant des images en cours de route."

Pour les scientifiques, avoir la combinaison de photos en haute résolution et des images plus larges montrant l'ensemble de la région est essentiel pour comprendre ce qui se peut alimenter l'activité sur Encelade.

"Il semble y avoir eu des retombées de particules de glace au sol, le long de certaines des fractures, même dans des secfteurs qui se situent entre deux emplacements de source de jets, bien que tous les effets immédiats de jets actuellement actifs soient plus subtils," ajoute Porco. Les scientifiques d'imagerie suggèrent qu'une fois que la vapeur chaude monte du froid sous-sol vers la surface à travers des canaux étroits, les particules de glace peuvent se condenser et clôturer un conduit actif. De nouveaux jets peuvent alors apparaître ailleurs dans la même fracture.

"Pour la première fois, nous commençons à comprendre comment les dépôts en surface fraîchement surgis diffèrent des anciens dépôts», a déclaré Helfenstein, un expert des lunes glacées. "Sur des temps géologiques, les éruptions ont clairement modifé la longueur des bandes zébrées."

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=864

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Profile of Janus

Publiée le 15 Août 2008

Cette scène ombragée est l'une des vues du vaisseau Cassini les plus proches de la lune de Saturne Janus.

Date : 30 Juin 2008

Distance : environ 33.000 km de Janus

Au cours des dernières années, les astronomes ont fait face à une énigme : la grande majorité des astéroïdes qui viennent près de la Terre sont d'un type qui correspond seulement à une fraction minuscule de météorites qui frappent plus souvent notre planète.

Puisque les météorites sont la plupart du temps des morceaux d'astéroïdes, il était difficile d'expliquer cette anomalie, mais une équipe du MIT (Massachusetts Institute of Technology) et d'autres établissements a maintenant trouvé que ce qu'il croit être la réponse à l'énigme. Les plus petites roches qui tombent le plus souvent sur la Terre, semble-t'il, viennent directement de l'extérieur de la Ceinture principale d'astéroïdes entre Mars et Jupiter, plutôt que de la population d'astéroïdes géocroiseurs (NEA).

L'énigme a graduellement émergé d'une étude à long terme des propriétés des astéroïdes effectuée par le professeur de science planétaire Richard Binzel (MIT) et ses étudiants, avec le chercheur post-doctoral P. Vernazza, qui est maintenant avec l'Agence Spatiale Européenne, et A.T. Tokunaga, directeur de l'Institut d'Atronomie (IfA) de l'Université d'Hawaii.

En étudiant les signatures spectrales des astéroïdes géocroiseurs, ils ont pu les comparer aux spectres obtenus sur Terre de milliers de météorites qui ont été récupérées des chutes. Mais plus ils regardaient, plus ils ont trouvé que la plupart de NEAs -- environ les deux-tiers d'entre eux -- correspondent un type spécifique de météorites appelé chondrites LL, qui représente seulement environ 8 pour cent des météorites. Comment cela pouvait être ?

« Pourquoi voyons nous une différence entre les objets frappant la Terre et les grands objets filant à toute allure près de nous ? » demande Binzel . « C'était un casse-tête. » Comme l'effet devenait graduellement de plus en plus apparent au fur et à mesure que plus d'astéroïdes étaient analysés, « nous avons finalement eu un assez grand ensemble de données que les statistiques ont exigé une réponse. Ce ne pouvait plus être juste une coïncidence. »

En dehors de la Ceinture principale, la population est beaucoup plus variée, et se rapproche du mélange de types que l'on trouve parmi les météorites. _ mais pourquoi les choses qui nous ont le plus souvent attaquées correspondent plus à cette population éloignée qu'à celle qui est juste dans notre voisinage ? C'est là que l'idée a émergé d'une voie rapide tout le long de la Ceinture principale vers à un « plongeon » sur la surface terrestre.

Cette voie accélérée, il s'avère, est causée par un effet obscur qui a été découvert il y a longtemps, mais tout récemment reconnu comme un facteur important dans le déplacement d'astéroïdes, appelé effet Yarkovsky.

L'effet Yarkovsky a pour effet de modifier l'orbite des astéroïdes en raison de la façon qu'ils absorbent la chaleur du Soleil d'un côté et de rayonner de nouveau plus tard lorsqu'ils se tournent. Ceci cause un léger déséquilibre qui lentement, avec le temps, change le chemin de l'objet. Mais l'élément clé est le suivant : l'effet agit beaucoup plus fortement sur les plus petits objets, et seulement faiblement sur les plus grands.

« Nous pensons que l'effet Yarkovsky est si efficace pour les objets de la taille du mètre qu'il peut opérer sur toutes les régions de la Ceinture d'astéroïdes, » pas simplement sur son bord intérieur, indique Binzel.

Par conséquent, pour des morceaux de roche de très petite taille -- le genre de choses qui finissent comme de typiques météorites -- l'effet Yarkovsky joue un rôle important, en les déplaçant avec aisance tout au long de la Ceinture d'astéroïdes sur des chemins qui peuvent les conduire vers la Terre. Pour les plus gros astéroïdes d'un kilomètre environ de diamètre, le genre qui nous inquiète en tant que menace potentielle pour la Terre, l'effet est si faible qu'il ne peut les déplacer qu'un petit peu.

L'étude de Binzel conclut que les plus grands astéroïdes géocroiseurs viennent la plupart du temps du bord le plus intérieur de Ceinture d'astéroïdes, où ils font partie d'une « famille » spécifique supposée être les restes d'un plus grand astéroïde qui a été brisé par des collisions. Avec une première poussée de l'effet Yarkovsky, les astéroïdes de la taille du kilomètre de la région de Flora peuvent se trouver « sur le bord. » de la ceinture d'astéroïdes et envoyés sur un trajet vers le voisinage de la Terre par les effets perturbateurs de la planète appelés résonances.

La nouvelle étude est également une bonne nouvelle pour protéger la planète. L'un des plus grands problèmes dans trouver des moyens de traiter avec l'approche d'un astéroïde, si et quand un est découvert sur une trajectoire de collision potentielle, c'est qu'ils sont si variés. La meilleure façon de traiter avec un genre pourraient pas fonctionner sur un autre.

Mais maintenant que cette analyse a prouvé que la majorité des astéroïdes géocroiseurs sont de ce type spécifique -- des objets pierreux riches en olivine et pauvre en minéraux de fer -- il est possible de se concentrer plus sur la façon de traiter ce type d'objet, indique Binzel. « La chance est qu'un objet que nous pourrions devoir traiter serait comme une chondrite LL, et grâce à nos échantillons en laboratoire, nous pouvons mesurer ses propriétés en détail ». « C'est le premier pas vers "connaître l'ennemi" ».

http://web.mit.edu/newsoffice/2008/meteorites-0813.html

http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/aug08/meteor.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Enceladus Rev 80 Flyby Skeet Shoot #4

Publié le 12 Août 2008

Cette image est la quatrième image prise à la volée pendant le très proche survol d'Encelade par Cassini le 11 Août 2008. Cairo Sulcus traverse la partie supérieure de l'image. Une fracture non nommée s'incurve autour du coin inférieur droit. L'image a été prise par l'appareil-photo à champ restreint du vaisseau spatial Cassini le 11 Août 2008, depuis une distance d'approximativement 2.621 kilomètres au-dessus de la surface d'Encelade. L'échelle de l'image est d'environ 20 mètres par pixel.

Enceladus Rev 80 Flyby Skeet Shoot #7

Publié le 12 Août 2008

Cette image est la septième image prise à la volée pendant le très proche survol d'Encelade par Cassini le 11 Août 2008. Damascus Sulcus traverse la partie supérieure de l'image. L'image a été prise par l'appareil-photo à champ restreint du vaisseau spatial Cassini le 11 Août 2008, depuis une distance d'approximativement 4.742 kilomètres au-dessus de la surface d'Encelade. L'échelle de l'image est d'environ 30 mètres par pixel.

Enceladus Rev 80 Flyby Skeet Shoot #3

Publié le 12 Août 2008

Cette image est la troisième image prise à la volée pendant le très proche survol d'Encelade par Cassini le 11 Août 2008. Cairo Sulcus traverse la partie sud de l'image. Le terrain est jonché de blocs de glace. L'image a été prise par l'appareil-photo à champ restreint du vaisseau spatial Cassini le 11 Août 2008, depuis une distance d'approximativement 1.567 kilomètres au-dessus de la surface d'Encelade. L'échelle de l'image est d'environ 18 mètres par pixel.

Enceladus Rev 80 Flyby Skeet Shoot #1

Publié le 12 Août 2008

Cette image est la premère image prise à la volée pendant le très proche survol d'Encelade par Cassini le 11 Août 2008. Elle capture une région près de Cairo Sulcus sur le terrain du pôle sud d'Encelade qui est jonché de blocs de glace. L'image a été prise par l'appareil-photo à champ restreint du vaisseau spatial Cassini le 11 Août 2008, depuis une distance d'approximativement 1.288 kilomètres au-dessus de la surface d'Encelade. L'échelle de l'image est d'environ 10 mètres par pixel.

Peu après 04h03 UTC, le vaisseau spatial Cassini a commencé l'envoi de données vers la Terre à la suite du survol au plus près de la lune Encelade de Saturne. Au cours de l'approche au plus près, Cassini est passé avec succès à seulement 50 kilomètres de la surface de la minuscule lune.

Le signal de Cassini a été capté par la station DSN (Deep Space Network) de Canberra, en Australie, et relayé vers le contrôle de mission de Cassini au JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA à Pasadena, Californie.

"Nous sommes heureux d'annoncer que Cassini a commencé l'envoi de données», a déclaré Julie Webster, chef de l'équipe de Cassini au JPL. "Le transfert continuera toute la nuit et dans la matinée de demain."

L'approche au plus près eu lieu à environ à 22h21 UTC, tandis que Cassini voyageait à la vitesse de 17,7 kilomètres par seconde par rapport à Encelade.

Au cours du survol, Cassini a concentré ses caméras et autres instruments de télédétection sur Encelade avec un accent sur le pôle Sud de la lune où des bandes parallèles ou fissures surnommées "Tiger Stripes" tapissent la région. Ce secteur est d'un intérêt particulier en raison des geysers de glace d'eau et de vapeur sortant des fissures et fournissant du matériel à l'anneau E de Saturne. Les scientifiques espèrent en savoir plus sur les fissures et si l'eau liquide est en effet le moteur alimentant les geysers.

"Il y a beaucoup d'anticipation et d'excitation sur ce que le survol pourrait révéler aujourd'hui" a déclaré Bob Pappalardo, scientifique du projet Cassini, également du JPL. "Au cours des quelques prochains jours et semaines, les équipes de Cassini analyseront les photos et autres données pour dégager de nouveaux indices sur ce petit monde actif ".

Deux autres survols d'Encelade sont prévus pour Octobre. Le premier d'entre eux permettra de réduire la distance du survol de lundi de moitié et portera la sonde à un remarquable 25 kilomètres de la surface. Encelade mesure environ 500 km de diamètre - juste un septième du diamètre de la Lune de la Terre.

http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20080811.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

L'essaim des Perséides, actif entre le 17 Juillet et le 24 Août, est de loin le plus connu des essaims de météores et déçoit rarement ceux qui projettent de passer une nuit d'été dehors sous les étoiles lors du maximum d'activité de l'essaim. Pour ce nouveau retour des Persiédes, le maximum d'activité devrait se produire vers 11h20 UTC le 12 Août, à la Longitude Solaire de 140° (LS=140.0°), lorsque la Terre traversera une partie du flot de minuscules débris laissés sur son orbite par la comète 109P/Swift-Tuttle à l'origine de cet essaim. Les spécialistes de l'IMO (International Meteor Organization) prévoient une activité plutôt "normale", avec un ZHR d'environ 100 météores.

Emplacement des différents radiants des essaims météoritiques observables le 12 Août à 00h00 UTC

(donné pour Paris - France).

PER = Perséides; KCS = kappa-Cygnides; CAP = alpha-Capricornides; SDA = delta-Aquarides Sud

Bien que l'horaire prévu ne favorise guère les observateurs d'Europe ou du nord de l'Afrique, le spectacle devrait se révéler quand même intéressant car les Perséides figurent parmi les essaims les plus actifs de l'année. En milieu de nuit du 11 au 12 Août, ou dans celle du 12 au 13, les observateurs peuvent espérer voir sous des cieux sombres environ une trentaine de météores par heure en milieu de nuit, et environ 60 météores en toute fin de nuit. La présence d'une Lune gibbeuse croissante (phase d'environ 0.85) devrait se révéler un peu gênante en début de nuit. Par contre, dès le milieu de la nuit, les conditions d'observations deviennent particulièrement favorables avec l'élévation du radiant et le coucher de la Lune qui intervient en milieu de nuit pour les sites des latitudes moyennes de l'hémisphère nord.

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Les principaux Essaims Météoritiques en cartes

Pour surveiller les "étoiles filantes", les dates des Essaims en 2008

Rapport d'Observation d'un Bolide (formulaire d'observation)

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

En commémoration de la 100.000ème orbite du télescope spatial Hubble au cours de sa 18e année d'exploration et de découvertes, les scientifiques au Space Telescope Science Institute de Baltimore, Md., ont braqué Hubble pour prendre un cliché d'une éblouissante région céleste de naissance et de renouveau.

Hubble a scruté une petite partie de la nébuleuse près de l'amas d'étoiles NGC 2074 (en haut, à gauche). La région est une tempête de feu de création stellaire brute, peut-être déclenchée par une explosion de supernova à proximité. Elle se trouve à environ 170.000 années-lumière près de la nébuleuse de la Tarentule, une des plus actives régions de formation d'étoiles de notre Groupe Local de galaxies.

Cette image représentative en couleur a été prise le 10 août 2008, avec l'instrument WFPC 2 (Wide Field Planetary Camera 2) d'Hubble. Le rouge montre les émissions d'atomes de soufre, le vert d'hydrogène lumineux et le bleu d'oxygène lumineux.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/31

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Dix nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-O27 et MPEC 2008-P33.

La comète C/2008 L15 appartient au groupe de Meyer, tandis que les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

La position géocentrique de la comète C/2008 O1 durant l'éclipse totale de Soleil (Aug. 1.39-1.47 UT) aurait été près proche de la première prévision annoncée par la circulaire MPEC 2008-O67.

C/2008 L14 (SOHO) Tony Hoffman

C/2008 L15 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 M1 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 M2 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 M3 (SOHO) Hua Su

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08O27.htmll (MPEC 2008-O27)

C/2008 M4 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 M5 (SOHO) Rob Matson

C/2008 M6 (SOHO) Tony Hoffman

C/2008 M7 (SOHO) Tony Hoffman

C/2008 O1 (SOHO) Hua Su

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08P33.html (MPEC 2008-P33)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette nouvelle image est une composition de données en visible (ou optique), en radio et en rayons X de la géante galaxie elliptique M87. M87 se tient à une distance de 60 millions d'années-lumière et est la plus grande galaxie dans l'amas de galaxies de la Vierge. De brillants jets se déplaçant à une vitesse proche de celle de la lumière sont observés à toutes les longueurs d'onde en provenance de l'immense trou noir au centre de la galaxie. Il a également été identifié avec la forte source radio, Virgo A, et est une puissante source de rayons X comme il se trouve près du centre d'un chaud nuage émettant des rayons X qui s'étend sur une grande partie de l'amas de la Vierge. L'émission radio étendue se compose de panaches de gaz se déplaçant rapidement des jets montants dans le milieu de l'amas émettant des rayons X.

Dans les rayons-X, M87 révèle également la preuve d'une série d'explosions du trou noir supermassif central. Les boucles et les bulles dans le chaud gaz émettant des rayons X sont des reliques de petites explosions près du trou noir. D'autres caractéristiques intéressantes dans M87 sont les fins filaments d'émissions de rayons X, peut-être dus à la chaleur du gaz piégé par les champs magnétiques. Un de ces filaments est de plus de 100.000 années-lumière de long, et se trouve en dessous et à droite du centre de M87 presque en ligne droite.

Les données optiques de M87 ont été obtenues avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Survey) de Hubble dans des filtres visibles et infrarouges (données de P. Cote, Herzberg Institute of Astrophysics, et E. Baltz, Stanford University). Les données optiques en grand champ du centre de l'amas de la Vierge ont été également fournies par R. Gendler (copyright Robert Gendler 2006). Les données de rayons X ont été acquises par l'instrument ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer) de l'Observatoire de rayons X Chandra, et ont été fournies par W. Forman (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) et autres. Les données radio ont été obtenues par W. Cotton et du traitement d'archives en utilisant le radiotélescope VLA (Very Large Array) du National Radio Astronomy Observatory (NRAO) près de Socorro, au Mexique.

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/m87/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Quand l'astrophysicien de Yale Kevin Schawinski et ses collègues à l'Université d'Oxford ont fait appel au public pour cataloguer des galaxies, ils n'ont jamais envisagé l'étrange objet qu'Hanny van Arkel a trouvé dans les archives des images du ciel nocturne.

L'enseignante hollandaise, une bénévole dans le projet Galaxie Zoo qui permet aux membres du public de prendre part à la recherche en astronomie en ligne, a découvert un mystérieux et unique objet que certains observateurs appellent un "fantôme cosmique".

Hanny van Arkel est tombée sur l'image d'un étrange objet gazeux avec un trou au centre tout en utilisant le site www.galaxyzoo.org  pour classer les images des galaxies.

Quand elle a posté l'image qui est rapidement devenue connue sous le nom de "Voorwerp d'Hanny" ("objet" en néerlandais) sur le forum Galaxy Zoo, les astronomes qui parcourent le site ont commencé à enquêter et ont bientôt réalisé que van Arkel pourrait avoir trouvé une nouvelle classe d'objet astronomique.

"Au début, nous n'avions aucune idée de quoi il s'agissait. Il aurait pu être dans notre Système solaire, ou au bord de l'Univers", a déclaré Schawinski, un membre et co-fondateur de l'équipe de Galaxie Zoo.

Les scientifiques travaillant sur des télescopes dans le monde et avec les satellites dans l'espace ont été invités à jeter un coup d'oeil au mystérieux Voorwerp. "Ce que nous avons vu était vraiment un mystère», a déclaré Schawinski. "Le voorwerp ne contient aucune étoile." Au contraire, il était entièrement de gaz si chaud - environ 10.000 degrés Celsius - que les astronomes ont estimé qu'il devait être éclairé par quelque chose de puissant. Ils vont bientôt utiliser le télescope spatial Hubble pour regarder de plus près.

Comme il n'y avait pas de source évidente à portée dans le Voorwerp lui-même, l'équipe a cherché à trouver la source d'éclairage autour du Voorwerp, et bientôt se sont tournés vers la proche galaxie IC 2497.

"Nous pensons que dans un passé récent la galaxie IC 2497 a accueilli un quasar très lumineux», explique Schawinski. "En raison de l'ampleur de la galaxie et du Voorwerp, la lumière de ce passé éclaire encore le voisin Voorwerp même si le quasar s'est arrêté un jour ou l'autre dans les 100.000 ans passés, et que le trou noir de la galaxie lui-même s'est calmé."

"Du point de vue du Voorwerp, la galaxie semble aussi brillante qu'elle aurait été avant que le trou noir ne s'éteigne - c'est cet écho de cette lumière qui a été figée dans le temps que nous observons," a déclaré Chris Lintott, co-organisateur de Galaxy Zoo à l'Université d'Oxford, Royaume-Uni. "C'est un peu comme l'examen de la scène d'un crime où, bien que nous ne pouvons pas le voir, nous savons que le coupable doit être tapi quelque part à proximité dans l'ombre." De similaires échos de lumière ont été observés autour de supernovae qui ont explosé il y a des décennies ou des siècles.

Les quasars sont des objets peu communs très lumineux, alimentés par des trous noirs supermassifs, et la plupart sont très éloignés. "L'étrange 'Voorwerp de Hanny' ressemble à ce pourrait être l'exemple le plus proche d'un quasar lumineux», a déclaré C. Megan Urry (Israel Munson Professor of Physics & Astronomy and Chair of the Physics Department at Yale), qui n'était pas impliqué dans la recherche.

"IC 2497 est tellement proche que, si le quasar était encore lumineux aujourd'hui, lors d'une bonne nuit, vous pourriez probablement le voir avec un petit télescope," ajoute Schawinski. "Le quasar actif le plus proche, appelé 3C 273, est éloigné de 1,7 milliards d'années-lumière."

"Cette découverte montre vraiment comment la science citoyenne devient adulte dans le monde d'Internet," a commenté le professeur Bill Keel de l'Université de l'Alabama, un membre de l'équipe galaxyzoo.org. "Hanny a alerté l'attention non seulement sur un objet particulier, mais sur une fenêtre dans le passé cosmique qui aurait pu nous échapper autrement pendant un certain laps de temps. Essayer de comprendre les processus agissant ici s'est avéré être un défi fascinant, faisant intervenir un grand nombre de techniques astrophysiques et d'instruments à travers le monde et au-delà. Cela a également été l'astronomie la plus gratifiante que j'ai fait depuis des années !"

Le projet Galaxy Zoo a été imaginé et commencé par Schawinski et son collègue Chris Lintott à Oxford. Tout en travaillant sur sa thèse de doctorat, Schawinski a classé et catalogué près de 50.000 galaxies. Sachant que l'oeil humain est parfois plus sensible qu'un ordinateur à percevoir les types inhabituels, il a songé qu'il serait formidable s'il y avait des astronomes amateurs qui seraient intéressés à faire partie des " scruteurs".

"Quand nous avons lancé Galaxy Zoo nous avons été submergé - comme était le portail Internet, dans un premier temps - avec l'engouement du public et l'arrivé de bénévoles», a déclaré Schawinski. Au cours de la dernière année, plus de 150.000 astronomes en fauteuil du monde entier ont engagé volontairement de leur temps et présenté plus de 50 millions de classifications pour un ensemble d'un million d'images en ligne. Ils pouvaient ensuite suivre les progrès scientifiques qu'ils ont rendu possible sur www.galaxyzooblog.org.

"C'est incroyable de penser que cet objet a été placé dans les archives pendant des décennies et que les volontaires amateurs peuvent aider en repérant les choses de ce genre en ligne», a déclaré Hanny van Arkel. "C'était un fantastique cadeau de découvrir pour mon 25e anniversaire que nous aurons le temps d'observation sur le télescope spatial Hubble pour le suivi de cette découverte."

La prochaine étape de Galaxy Zoo demandera aux volontaires de rechercher plus d'objets astronomiques inhabituels. Mais, le "Voowerp d'Hanny" reste un mystère. Son énorme trou central est de plus de 16.000 années-lumière de diamètre et les astronomes de Galaxy Zoo sont toujours curieux de ce qui l'a causé.

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-08/yu-gd080408.php

http://opa.yale.edu/news/article.aspx?id=5934

http://www.ox.ac.uk/media/news_releases_for_journalists/gzvimages.html

http://www.galaxyzoo.org

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Les amas globulaires d'étoiles, les denses grappes de centaines de milliers d'étoiles, ont certaines des plus anciennes étoiles dans l'Univers.

Une nouvelle étude sur les amas globulaires hors de notre Voie lactée a trouvé des preuves que ces pionniers rustiques sont plus susceptibles de se former dans les zones denses, où la naissance d'étoiles se produit à un rythme rapide, au lieu d'uniformément de galaxie à galaxie.

Les astronomes ont utilisé le télescope spatial Hubble pour identifier plus de 11.000 amas globulaires dans l'Amas de galaxies de la Vierge. La plupart sont âgés de plus de 5 milliards d'années. La vision nette de l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble a résolu les amas d'étoiles dans 100 galaxies de différentes tailles, formes, et luminosités, même dans les galaxies faibles et naines.

Les images sur cette photo montrent quatre membres de l'amas de galaxie de la Vierges. Composé de plus de 2.000 galaxies, l'amas de la Vierge est le grand amas de galaxies le plus proche de la Terre, situé à environ 54 millions d'années-lumière.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2008/30/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie 

Un regard sur les variations d'albédo et de couleurs sur Mercure

Les images de MESSENGER ont révélé d'intrigantes variations d'albédo et de couleurs sur Mercure, fournissant un aperçu de la différences de composition dans les roches trouvées sur la surface de Mercure et les processus qui ont agi sur elles. Le terme d'albédo se réfère simplement à la fraction de lumière réfléchie par un matériau. Par exemple, le charbon de bois a un très faible albédo tandis que la neige a un albédo très élevé. Ce chiffre, publié récemment dans la revue Science, met en lumière certaines de ces variations.

A: Les rayons lumineux du cratère Basho (d'un diamètre d'environ 80 kilomètres) sont probablement faits de matériel immatures, tandis que le matériel plus sombre près du bord est également pensé pour être du matériel immature, mais d'une composition différente. Les matériaux de surface de Mercure sont soupçonnés changer de couleur et d'albédo au fil du temps à la suite du bombardements par des micrométéorites et des particules énergétiques du vent solaire. Ils finissent par atteindre un état inchangé et "mature". Si la surface est perturbé, par exemple par un cratère d'impact, le matériel sous-jacent est fraîchement exposé sur la surface. Il s'appelle "immature" si la perturbation est suffisamment récente pour que le matériel exposé n'ait pas eu encore le temps d'acquérir la maturité.

B: Deux cratères au sein du bassin Caloris ont des parois sombres de cratère, et le cratère situé en haut à droite, Sander (diamètre d'environ 50 kilomètres), a des taches lumineuses sur le plancher. Contrairement aux rayons du cratère Basho, les zones claires ne sont pas jugées immatures mais sont intrinsèquement lumineuses.

C: Le cratère Mozart (diamètre d'environ 220 kilomètres) montre des bandes linaires sombres (flèches sans étiquette), qui sont considérés comme du matériel excavé des profondeurs au cours de la formation du cratère d'impact. Des parties de même couleur sombre peuvent également être vues dans la paroi du cratère (flèches marqués W) et dans le pic central (flèche marqués P) et peuvent être dérivés de la même sous-couche.

D: Les plaines lisses (marquées SP) à l'intérieur du bassin Tolstoj sont superposées sur les zones plus sombres indiquées avec des flèches sans étiquette. Les matériaux de ces deux caractéristiques de couleur et d'albédo sont communes sur la surface de Mercure. Cette image est de 825 kilomètres de large.

E: Cette image a été obtenue en comparant et contrastant les images WAC prises dans 11 différents filtres de couleur et un choix de couleurs pour mettre en évidence les différences sur la surface de Mercure. L'image montre les bandes sombres du cratère Mozart (flèches blanches) et un jeune cratère d'impact avec de frais et immatures rayons (flèche noire). L'image est d'environ 800 kilomètres de large.

F: En utilisat un même schéma de couleurs, cette image d'un segment de la lisière et du bord du bassin Caloris (flèches blanches) montre clairement que les roches présentes sur le plancher du bassin diffèrent de celles à l'extérieur du bassin. Cette image couvre un secteur d'environ 600 kilomètres de large.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=195

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cratères déformés et raccourcis

De nombreux exemples de cratères qui ont été déformés et raccourcis par de plus jeunes failles ont été identifiés sur les images retournées du premier survol de Mercure par MESSENGER. Dans trois cas décrits ici (flèches), des portions du plancher et bord d'un cratère ont été enterrés quand un grand bloc de la croûte a été poussée sur le cratère pendant la formation d'une faille ou d'un escarpement de falaise. En comparant la taille estimée et la forme de l'original cratère non déformé avec la géométrie actuelle du cratère, les scientifiques peuvent déduire la somme de mouvements entre les deux blocs de la croûte terrestre de part et d'autre de la faille. Ce chiffre a été récemment publié dans la revue Science. Pour chacun des trois exemples de cratères déformés et raccourcis montré ici, le mouvement sur la faille a enterré au moins un kilomètre du cratère d'origine.

A: cratère de 17 kilomètres de diamètre (flèches) raccourci par Beagle Rupes.

B: cratère de 5 kilomètres de diamètre déformé près du bord d'un plus vieux et plus grand cratère, montré en agrandissement dans l'encart sur la partie en bas à gauche.

C: cratère de 11 kilomètres de diamètre (flèches) raccourci par un escarpement de faille allant du Nord-ouest au Sud-est.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=194

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette image en fausses couleurs de Mercure, récemment publiée dans la revue Science, montre le grand bassin d'impact Caloris, visible dans cette image comme une grande caractéristique circulaire orange au centre de l'image. Le contraste entre les couleurs du plancher du bassin Caloris et celles des plaines environnantes indique que la composition de la surface de Mercure est variable. De nombreuses autres caractéristiques géologiques avec des signatures en couleur fascinantes peuvent être identifiées dans cette image. Par exemple, les taches de couleur orange vif juste à l'intérieur du bord du bassin Caloris sont pensées marquer l'emplacement de caractéristiques volcaniques, comme le volcan montré dans l'image NAC (Narrow Angle Camera) publiée auparavant. Les membres de l'équipe scientifique de MESSENGER étudient ces variations régionales de couleurs en détail, afin de déterminer les différentes compositions minérales de la surface de Mercure et de comprendre les processus géologiques qui ont agi sur elle. Les images prises par les 11 différents filtres couleurs WAC ont été utilisées pour créer cette image en fausses couleurs. Le 11 différentes images couleurs ont été comparées et contrastées en utilisant des méthodes statistiques pour isoler et réhausser les différences subtiles de couleurs sur la surface de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=193

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

MESSENGER découvre des volcans sur Mercure

Comme indiqué dans l'édition du 04 Juillet de la revue Science, des volcans ont été découverts sur la surface de Mercure à partir d'images acquises au cours du premier survol de Mercure par MESSENGER. Cette image montre la plus grande caractéristique identifiée en tant que volcan dans la partie supérieure du centre de la scène. Le volcan a une dépression centrale en forme de rein, qui est la cheminée, et un vaste dôme entourant la cheminée. Le volcan est situé juste à l'intérieur du bord du bassin d'impact Caloris. Le bord du bassin est marqué par des collines et des montagnes, aussi visibles sur cette image. Le rôle du volcanisme de Mercure dans l'histoire avait déjà été débattu, mais la découverte de MESSENGER des premiers volcans identifiés sur la surface de Mercure montre que le volcanisme a joué un rôle actif dans un lointain passé sur la planète la plus intérieure du Système solaire.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=192

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Beagle Rupes procure à Sveinsdóttir une expérience de soulèvement

Nommé d'après Júlíana Sveinsdóttir, un peintre islandais, le cratère Sveinsdóttir superposée par Rupes Beagle est un élément distinctif du paysage de Mercure. Exceptionnellement de forme elliptique, le cratère a été produit par l'impact d'un objet qui a frappé la surface de Mercure obliquement. De plus de 600 kilomètres de long et l'une des plus grandes falaises sur la planète, Beagle Rupes marque la surface d'une grande faille de poussée qui se serait formée lorsque Mercure a refroidi et que l'ensemble de la planète s'est contracté. Beagle Rupes traverse le cratère Sveinsdóttir et a soulevé la partie Est (la partie droite) du plancher du cratère sur près d'un kilomètre, indiquant que la plupart de l'activité de faille de Beagle Rupes s'est produit après l'impact qui a créé Sveinsdóttir. Des relations transversales de ce type sont utilisés pour comprendre la séquence dans le temps des différents processus qui ont affecté l'évolution de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=191

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Se dirigeant vers sa première cible, l'astéroïde (2867) Steins, le vaisseau spatial Rosetta a commencé à utiliser ses caméras pour suivre visuellement l'astéroïde et, éventuellement, déterminer son orbite avec plus de précision.

Rosetta a commencé la campagne optique de navigation le 04 Août 2008, à une distance d'environ 24 millions de kilomètre de Steins ; la campagne continuera jusqu'au 04 Septembre, quand le vaisseau spatial sera approximativement à 950.000 kilomètres de l'astéroïde.

"L'orbite de Steins, avec lequel Rosetta a rendez-vous le 05 Septembre, s'approchant à une distance de 800 kilomètres, est seulement connue grâce aux observations au sol, mais pas encore avec l'exactitude que nous voudrions pour le survol au plus près," commente Gerhard Schwehm, directeur de mission de Rosetta basé à l'European Space Astronomy Centre (ESAC), près de Madrid, Espagne.

Poursuite optique pour mieux comprendre l'orbite de Steins

Le but de la campagne de poursuite est de ramener l'erreur dans notre connaissance de l'orbite de Steins d'environ 100 kilomètres à seulement moins de 2 kilomètres (dans la direction perpendiculaire à la direction de vol de l'astéroïde, appelée "transversale"), afin de permettre à Rosetta une approche optimale à ce corps céleste.

Les appareils-photo de navigation de Rosetta et le système d'imagerie OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System) seront utilisés pour suivre Steins.

"Pour les trois premières semaines de la campagne, cependant, seuls les yeux puissants d'OSIRIS pourront réellement repérer l'astéroïde, qui ressemblera seulement à un point dans le ciel," ajoute Andrea Accomazzo, chef d'exploitation du vaisseau spatial Rosetta à l'European Space Operations Centre (ESOC) de l'ESA, à Darmstadt, Allemagne.

"En commençant 11 jours avant l'approche au plus près, avec la diminution de la distance avec Steins, les deux appareils-photo de navigation de Rosetta pourront finalement voir et dépister l'astéroïde, eux aussi."

Pour les trois premières semaines de la campagne, Rosetta imagera Steins deux fois par semaine et ensuite, à partir du 25 août, prendra des images quotidiennement jusqu'au 04 Septembre.

L'information orbitale de Steins recueillie pendant la campagne de dépistage sera utilisée pour ajuster la trajectoire de Rosetta pour le survol du 05 Septembre. "Nous pouvons déjà utiliser le premier ensemble de données pour la manoeuvre de correction de trajectoire prévue pour la mi-août," note Sylvain Lodiot, de l'équipe de contrôle de vol de Rosetta à l'ESOC.

"Au fur et à mesure de la diminution de la distance entre Rosetta et Steins, la précision des mesures pour l'orbite des Steins augmentera encore davantage, nous permettant les meilleures corrections de trajectoire plus tard avant l'approche au plus près, en particulier au début Septembre."

OSIRIS pour obtenir des "courbes de lumières" de Steins

Rita Schulz, scientifique du projet Rosetta basée à l'European Space Research and Technology Centre (ESTEC), Noordwijk, Pays Bas, explique que c'est la première fois au cours de la mission de Rosetta que l'instrument scientifique OSIRIS est utilisé dans le but de dépister.

"Mais OSIRIS saisira également cette occasion pour obtenir des 'courbes de lumière' de Steins. Les courbes de lumière nous indiquent comment l'éclat de l'astéroïde varie au fil du temps, nous fournissant des informations préparatoires additionnelles sur l'astéroïde, telles qu'une meilleure connaissance de ses caractéristiques de forme et de rotation,» ajoute t'elle.

La campagne optique de navigation suit une série de contrôles actifs de l'instrumentation scientifique de Rosetta, qui a duré du 05 Juillet au 03 Août de cette année. Etape importante de la mission pour Rosetta, ces activités ont également vérifié le niveau de préparation des instruments pour les observations de survol, et a permis aux modifications de logiciel à bord d'être implémentées pour plusieurs d'entre eux.

http://www.esa.int/esaSC/SEMF0B8N9JF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

A. Boattini (Mt. Lemmon Survey) a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 29 Juillet 2008, laquelle a été confirmée par les observations de R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Charleston).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 O3 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 01 Juin 2008 à une distance de 2,5 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08P05.html (MPEC 2008-P05)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 03 Juin 2008 à une distance de 2,5 UA du Soleil, et qu'il s'agit d'une comète périodique avec une période de 23,5 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R50.html (MPEC 2008-R50)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008O3.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), département du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cambridge, Massachusetts), a annoncé les destinataires de la récompense Edgar Wilson attribuée en 2007-2008 (IAUC 8962, uniquement par souscription).

La récompense, gérée par le SAO, en tant que bénéficiaire sous la volonté d'Edgar Wilson (Lexington, Kentuky), a été partagée entre les deux découvreurs de la comète C/2008 C1 (Chen-Gao) :

- Tao Chen (Suzhou City, Province de Jiangsu, Chine) 

- Xing Gao (Urumqi, Province de Xinjiang, Chine).

Le prix Edgar Wilson, créé en Juin 1998 et attribué pour la première fois en 1999, est une récompense attribuée annuellement aux astronomes amateurs qui, en utilisant du matériel d'amateur, ont découvert une ou plusieurs comètes nouvelles.

http://cfa-www.harvard.edu/iau/special/EdgarWilson_fr.html Le Prix Edgar Wilson 

http://cfa-www.harvard.edu/iau/special/EdgarWilson.html The Edgar Wilson Award

http://www.comethunter.de/

Nouvelles du Ciel : Comète C/2008 C1 (Chen-Gao) [03/02/2008]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte par Rob H. McNaugt le 28 Juillet 2008, dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet de magnitude 17.5 a été confirmée par de nombreuses observations ultérieures.

Avec la découverte de C/2008 O2, Rob McNaught compte désormais 43 comètes à son actif . Les Grands Chasseurs de Comètes

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 O2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 13 Novembre 2009 à une distance de 1.3 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre la magnitude 7.4 lors du passage au plus près du Soleil. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08P04.html (MPEC 2008-P04)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 21 Avril 2009 à une distance de 3,8 UA du Soleil, et une période de 9,5 ans. Il est à noter que d'après ces nouveaux éléments orbitaux, la comète a effectué un passage à 0.1 UA de Jupiter en 2003 et que la distance au périhélie auparavant se situait à une distance d'environ 5,8 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08Q28.html (MPEC 2008-Q28)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008O2.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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