Sources ou Documentations non francophones

Sources ou Documentations en langue française

  Rappel e-Media

L'ATV Jules Verne se détachera de l'ISS le 05 Septembre. Sa rentrée dans l'atmosphère est prévue pour le 29 Septembre peu après 15h30 CEST (13h30 UTC) au-dessus de l'Océan Pacifique. Suivez les derniers moments de l'historique mission sur le blog de l'ESA !

Le lancement de la mission GOCE, qui devait avoir lieu le 10 Septembre à 14h21 UTC, a été reporté vers le 05 Octobre. 

MESSENGER survolera Mercure pour la seconde fois le 06 Octobre 2008, passant à 200 km de la surface de la planète.

Le lancement de la navette spatiale Atlantis (STS-125) pour la cinquième et dernière mission d'entretien du télescope spatial Hubble, prévu pour le 14 Octobre 2008, est reporté.

Il y a un viel adage en astronomie : « Les galaxies sont comme les gens. Elles sont seulement normales jusqu'à ce que vous finissiez par les connaître. »

Cette vue est soutenue par un groupe d'astronomes après l'utilisation du télescope spatial Hubble pour étudier un grand nombre de galaxies dans notre jardin cosmique. L'étude détaillée, appelée programme ANGST (ACS Nearby Galaxy Survey Treasury), a observé approximativement 14 millions d'étoiles dans 69 galaxies. L'étude a exploré une région appelée « Volume Local, » et les distances à la galaxie s'étendent de 6.5 millions d'années-lumière à 13 millions d'années-lumière de la Terre. Le Volume Local réside au delà du Groupe Local de galaxies, une collection encore plus proche de quelques douzaines de galaxies à environ 3 millions d'années-lumière de notre galaxie de la Voie lactée.

Les observations ont été faites en Novembre 2006 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2008/35/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Jules Verne, le premier véhicule de transfert automatique (ATV) européen, a terminé aujourd'hui avec succès sa mission logistique de six mois auprès de la Station spatiale internationale (ISS). Il a effectué sa rentrée contrôlée destructive au-dessus d'une zone totalement inhabitée du Pacifique Sud. Après une manœuvre finale de désorbitation à 14h58 CEST, qui a provoqué une décélération de 70 m/s, l'ATV a pénétré dans la haute atmosphère à 120 km d'altitude à 15h31. Il s'est disloqué à 75 km d'altitude, les derniers fragments retombant dans l'océan Pacifique quelque 12 minutes plus tard.

Rentrée dans l'atmosphère de l'ATV Jules Verne au-dessus de l'Océan Pacifique -

Image prise à approximativement 13h36 UTC de l'avion DC-8 - Crédit : ESA

Rentrée dans l'atmosphère de l'ATV Jules Verne au-dessus de l'Océan Pacifique -

Image prise à approximativement 13h36 UTC de l'avion DC-8 - Crédit : ESA

L'ATV a démontré qu'il était en mesure d'assurer une fonction logistique fondamentale pour l'ISS. Lancé le 9 mars par une Ariane-5 depuis le port spatial européen de Kourou, en Guyane française, l'ATV avait acheminé 6 tonnes de fret vers l'ISS, restant ensuite amarré à la Station pendant cinq mois. Le fret comprenait des ergols, destinés notamment au rehaussement d'orbite de la station, de l'eau, de l'oxygène et 1,3 tonne de masse sèche (vivres, vêtements, pièces de rechange, ainsi que d'autres éléments). Pendant sa mission, il a prouvé toute l'étendue de ses capacités : rendez-vous et amarrage automatiques, quatre rehaussements d'orbite de l'ISS afin de compenser les effets de la trainée atmosphérique, contribution au contrôle d'attitude de la station, une manœuvre destinée à éviter une collision avec les débris d'un ancien satellite arrivé dans le voisinage du complexe orbital et, pour terminer, enlèvement de 2,5 tonnes de déchets de l'ISS.

"Cette mission constitue une nouvelle avancée exceptionnelle dans une année riche en événements pour les programmes de vols habités de l'ESA", a déclaré Simonetta Di Pippo, Directrice des vols habités à l'Agence. "Avec le laboratoire Columbus, l'ATV témoigne du savoir-faire développé par l'Europe en matière de construction, de lancement et de contrôle d'une infrastructure spatiale. Aujourd'hui, l'Europe a franchi un nouveau pas dans le développement d'une capacité qui lui permettra d'acheminer en orbite du fret et des astronautes et de les redescendre sur Terre, et qui contribuera à définir l'avenir des vols spatiaux habités, depuis l'ISS jusqu'aux futures activités d'exploration".

Après s'être détaché de la station le 5 septembre, l'ATV a exécuté pendant 23 jours des manœuvres de rephasage, qui permettent au véhicule de se repositionner correctement sous l'ISS, à l'arrière de la station. Grâce à cette position prédéfinie, les opérations de rentrée ont pu être suivies et enregistrées depuis la station, ainsi que depuis deux avions spéciaux envoyés à proximité de la trajectoire de l'ATV pour observer sa rentrée et sa plongée vers le Pacifique Sud. Ces observations aideront à déterminer si la fragmentation de l'ATV s'est déroulée selon les modèles mathématiques.

" Je tiens à remercier tous ceux qui ont participé à la réussite totale de cette mission», a déclaré John Ellwood, Chef du projet ATV à l'ESA. « Le mérite en revient non seulement aux équipes de l'ESA et de l'industrie, qui ont mené le projet à maturité, mais aussi au personnel du Centre de contrôle de l'ATV et à ceux qui, dans le monde entier, ont accompli un travail remarquable pendant que le véhicule se trouvait en orbite. Nous avons là un véhicule véritablement formidable, qui revêt une importance fondamentale pour assurer la continuité du service ISS après le retrait de la navette spatiale en 2010. J'attends avec impatience le lancement du prochain ATV, en cours de production chez EADS Astrium à Brême, en Allemagne ".

ESA Communiqué de Presse N° 41-2008 : http://www.esa.int/esaCP/Pr_41_2008_p_FR.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Par le biais de la simulation informatique menée au CEA/IRFU (1), une équipe d'astrophysiciens français appartenant au laboratoire Astrophysique interactions multi-échelles (CNRS, CEA, Université Paris 7) et au CRAL/Observatoire de Lyon (2), consolide la théorie de formation des galaxies elliptiques selon laquelle ces dernières seraient le résultat de la fusion de deux galaxies spirales (3). Un processus également à l'origine des amas globulaires qui les entourent. Ces travaux, publiés dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, ont été réalisés avec le supercalculateur vectoriel NEC-SX8R du CEA-Centre de Calcul Recherche et Technologie.

Les collisions entre galaxies jouent un rôle important dans leur évolution puisqu'elles peuvent les amener à fusionner. L'hypothèse affirmant que la rencontre de deux galaxies spirales peut donner naissance à une grosse galaxie elliptique prévoit, en outre, l'apparition de très fortes perturbations gravitationnelles. Celles-ci produisent des ondes de marée (4) qui compriment le gaz et la poussière et déclenchent la formation d'étoiles. Si ces dernières s'organisent très souvent en groupes appelés amas ouverts qui vont ensuite lentement se dissocier, se forment également des structures nommées amas globulaires pouvant contenir jusqu'à plusieurs millions d'étoiles liées gravitationnellement.

La simulation de la collision de deux galaxies spirales réalisée par les astrophysiciens du CEA et du CNRS aboutit bien à la formation d'une galaxie elliptique ainsi que d'amas globulaires. Elle reproduit ainsi parfaitement ce qui a pu être observé avec, par exemple, NGC7252, galaxie elliptique qui s'est formée suite à la fusion de deux galaxies spirales, qui est entourée non seulement de débris de matière engendrés par les effets de marée, mais également de nombreux amas globulaires.

Cette simulation, dont la résolution est la plus haute jamais atteinte pour une collision entre deux galaxies, modélise les étoiles, le gaz interstellaire, et la "matière noire" à l'aide de 36 millions de "particules" (5). Cette très haute définition permet, pour la première fois, de reproduire directement la formation des amas d'étoiles avec une très grande précision. En effet, la masse de certains des amas observés dans cette simulation représente moins d'un millionième de la masse totale des galaxies initiales.

Une cinquantaine d'heures de calculs sur le supercalculateur vectoriel NEC-SX8R du CEA-CCRT a été nécessaire à la réalisation de cette simulation. Sans un tel supercalculateur, il aurait fallu disposer de trente ordinateurs de bureau pour pouvoir stocker tous les paramètres physiques de la simulation, et le calcul aurait duré près de deux ans.

Pour en savoir plus : Film présentant le résultat de la simulation..

Référence :

"High-resolution simulations of galaxy mergers: resolving globular cluster formation". Bournaud, F.; Duc, P.-A.; Emsellem, E. 2008, MNRAS 389, 8

Note(s)

1 - IRFU : Institut de Recherche sur les Lois Fondamentales de l'Univers

2 - Font partie de cette équipe :

- Frédéric Bournaud (CEA/IRFU) et Pierre -Alain Duc (CNRS), laboratoire AIM (CNRS, CEA, Paris 7),

- Eric Emsellem (Astronome), Centre de recherche astronomique de Lyon (CNRS, Université Lyon 1, Ecole normale supérieure de Lyon).

3 - Les galaxies spirales sont constituées d'un disque de gaz, poussière et étoiles avec au centre un noyau, le tout étant entouré d'un halo diffus. Les bras spiraux présents dans le disque sont les lieux privilégiés de formation stellaire. Les galaxies elliptiques sont des sphéroïdes contenant principalement des étoiles avec peu de gaz interstellaire.

4 - L'interaction mutuelle entre deux galaxies conduit à des phénomènes de marée, qui déforment chaque galaxie mise en jeu, comme le système terre-lune mais dans des proportions bien plus gigantesques.

5 - Les «particules» numériques modélisent, dans la mémoire d'un ordinateur, les étoiles, les nuages de gaz, et la matière noire des galaxies: chaque particule représente une certaine masse, une position et une vitesse dans le volume simulé sur le calculateur.

Source INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2702,simulation-formation-une-galaxie-elliptique.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le 19 septembre 2008, profitant que l'astéroïde (216) Kleopatra passait au plus près de la Terre à une distance de 186 millions de kilomètres, une équipe d'astronomes de l'IMCCE et de l'UC Berkeley a réalisé les premières images à très haute résolution de cet astéroïde à l'aide du télescope de 10m du Keck à Hawaï. Ces observations ont également permis de mettre en lumière deux minuscules lunes, S/2008 (216) 1 et S/2008 (216) 2 (annoncées par la circulaire IAUC 8980), de quelques kilomètres chacune en orbite autour de Kleopatra.

La découverte de deux satellites en fait le troisième "astéroïde triple" connu au sein de la ceinture principale, après les astéroïdes Sylvia et Eugenia.

Source IMCCE http://www.imcce.fr/fr/actualites/archive.php?id=174

Nouvelle du Ciel : (45) Eugenia Découverte d'un nouvel astéroïde triple dans la Ceinture Principale [13/03/2007]

Nouvelle du Ciel : (87) Sylvia Premier système triple d'astéroïdes [11/08/2005]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Shenzhou VII a atterri ce dimanche 28 Septembre 2008 à 09h37 UTC en Mongolie intérieure, dans le nord de la Chine, après une mission historique marquée par la première sortie dans l'espace d'un taïkonaute chinois.

Les trois taïkonautes, Liu Boming, Jing Haipeng et Zhai Zhigang qui effectué la sortie dans l'espace, se portent à merveille. 

Avec la mission Shenzhou VII, 3ème vol habité chinois, la Chine est devenue le troisième pays à accomplir seul une sortie dans l'espace après les Etats-Unis et l'ex-URSS.

http://www.french.xinhuanet.com/french/2008-09/28/content_730526.htm

http://french.china.org.cn/china/archives/shenzhouVII/2008-09/28/content_16552325.htm

http://fr.news.yahoo.com/afp/20080928/tsc-chine-espace-2elead-c2ff8aa.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite STEREO-A (STEREO-SECCHI instrument COR2) ou par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 et C2) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-S67 et MPEC 2008-S68.

Les comètes C/2008 O4 et C/2008 N10 n'appartiennent à aucun groupe connu.

La comète C/2008 R7 appartient au groupe de Kracht.

Les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

La comète C/2008 R7 est probablement un retour de l'un des membres de Septembre 2002. Rainer Kracht a suggéré une identité avec C/2002 S5. L'identité avec C/2002 S11 est une autre possibilité, bien que cette comète soit déjà associée avec C/2008 G6.

C/2008 N6 (SOHO) Hua Su

C/2008 N7 (SOHO) Tony Hoffman

C/2008 O4 (SOHO) Michal Kusiak

C/2008 R7 (SOHO) Rainer Kracht

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08S67.html (MPEC 2008-S67)

C/2008 N8 (SOHO) Bo Zhou

C/2008 N9 (SOHO) Bo Zhou

C/2008 N10 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 N11 (SOHO) Hua Su

C/2008 O5 (SOHO) Bo Zhou

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08S68.html (MPEC 2008-S68)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Zhai Zhigang, l'un des trois taïkonautes du vaisseau Shenzhou 7 lancé le 25 Septembre 2008 à 13h10 UTC depuis la base spatiale de Jiuquan, a effectué ce samedi 27 Septembre une sortie extra-véhiculaire (EVA), la première sortie dans l'espace jamais effectuée par la Chine.

La sortie, entamée à 08h45 UTC, a duré un peu moins de 15 minutes.

Le retour de la mission Shenzhou VII, sur le sol de la Mongolie, est prévu pour Dimanche.

http://french.china.org.cn/china/archives/shenzhouVII/2008-09/27/content_16547201.htm

http://www.french.xinhuanet.com/french/2008-09/27/content_729935.htm  

http://news.xinhuanet.com/english/2008-09/27/content_10121998.htm

http://www.cctv.com/francais/special/shenzhou-vii/03/index.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) a obtenu des images de la cuvette de Mangala Fossae, un système de canaux d'écoulement sur Mars qui porte la preuve de dépôt de lave et d'inondations catastrophiques.

Mangala Fossae se trouve à approximativement 17° Sud et 213° Est. La région est d'approximativement 1.000 kilomètres de long, localisée au Sud-ouest de la région volcanique Tharsis, où le plus haut volcan connu dans le Système solaire, Olympus Mons, est situé. Les images ont été obtenues le 21 Mars 2007.

Les grands canaux d'écoulements se sont probablement formés en raison des soudaines crues pendant lesquelles de grandes quantités d'eau ont été mobilisées sous Terre. Ceci a pu être déclenché par la chaleur du magma qui a surgi dans la région de Mangala Fossae, fondant et déchargeant d'énormes quantités d'eaux souterraines congelées.

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

Les images montrent une section de l'extrémité Sud de Mangala Fossae, qui pourrait avoir été le bassin de captation de Mangala Valles.

La partie Ouest de la région est remarquablement plane et montre juste quelques petits cratères d'impact, de plus grands cratères étant absents. Puisque le compte de cratère se rapporte directement à l'âge de la région (plus le nombre de cratères, l'ancienne et la plus haute couche de matière), et que seulement quelques petits cratères sont vus dans la région, ceci indique que la plus haute couche de surface est jeune et que la lave basaltique a été mis en place relativement récemment.

Les écoulements de lave proviennent très probablement de la région de Tharsis située au Nord-est de Mangala Fossae. Les bords nets de la couverture de lave épaisse de 100 m sont visibles dans quelques endroits.

Les flancs de deux grands cratères d'impact de 30 kilomètres ont été érodés pendant les inondations et ont été plus tard partiellement remplis par la lave. Ceci indique que les cratères sont plus anciens que le système de canal et la couverture de lave.

Le haut à gauche de l'image montre un certain nombre de dépressions parallèles à la pente en forme de delta. Ces dispositifs se sont très probablement formés quand le matériel de surface s'est effondré dans de petites cavités.

http://www.esa.int/esaSC/SEMB4QQ4KKF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une décennie après son explosion, une des supernovae les plus proches des 25 dernières années a été identifiée. Ce résultat a été rendu possible en combinant des données des vastes archives en ligne de plusieurs principaux télescopes dans le monde.

La supernova, appelée SN 1996cr, a été choisie la première fois en 2001 par Franz Bauer. Bauer a noté une source lumineuse et variable dans la galaxie en spirale de Circinus, en utilisant l'Observatoire de rayons X Chandra. Bien que la source ait montré quelques propriétés exceptionnelles Bauer et ses collègues de Penn State n'ont pas pu identifier sa nature avec certitude à cette époque.

Il n'avait pas lieu jusqu'à l'année dernière que Bauer et son équipe soit capable de confirmer que cet objet était une supernova. Les indices d'un spectre obtenu par le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO ont conduit l'équipe à commencer un vrai travail de détective de recherche à travers les données de 18 télescopes différents, terrestres ou basés dans l'espace, presque tout ce qui existait. Parce que cet objet a été trouvé dans une galaxie voisine intéressante, les archives publiques de ces télescopes contenaient des observations abondantes.

Les données montrent que SN 1996cr est parmi les supernovae les plus lumineuses jamais vues en radio et en rayons X. Elle comporte également beaucoup de similitudes saisissantes à la célèbre supernova SN 1987A, qui s'est produit dans une galaxie voisine à seulement 160.000 années-lumière de la Terre.

"Cette supernova semble être une cousine turbulente de SN 1987A," commente Bauer. "Les deux se ressemblent de plusieurs manières, excepté que cette nouvelle supernova est intrinsèquement mille fois plus lumineuse en radio et dans les rayons X."

Les images en lumière visible des archives du télescope Anglo-Australien en Australie montrent que SN 1996cr a éclaté autrefois entre les 28 février 1995 et 15 mars 1996, mais elle est la seule des cinq supernovae les plus proches de ces 25 dernières années qui n'a pas été vue peu de temps après l'explosion.

D'autres observatoires importants de rayon X en orbite comme ROSAT et ASCA n'ont pas détecté SN 1996cr, mais depuis qu'elle a été détectée la première fois par Chandra en 2001 elle est devenue plus lumineuse progressivement. Précédemment, SN 1987A était la seule supernova connue avec une production de rayons X qui a augmenté avec le temps.

"C'est un peu comme trouver d'un coup SN 1996cr comme ceci, et nous ne l'aurions jamais démasquée sans les données accidentelles prises par tous ces télescopes. Nous sommes vraiment entré dans une nouvelle ère de l'astronomie par Internet" ajoute Bauer.

Les données combinées, en même temps que le travail théorique, ont conduit l'équipe à développer un modèle pour l'explosion. Avant que l'étoile parent explose, elle a évidé une grande cavité dans le gaz environnant, par l'intermédiaire d'un vent violent ou d'un sursaut de l'étoile tard dans sa vie. Ainsi l'onde de choc de l'explosion elle-même a pu augmenter relativement sans difficulté dans cette cavité. Une fois que l'onde de choc a percuté la dense matière entourant SN1996cr, l'impact a fait rougeoyer le système brillamment dans les rayons X et l'émission par radio. L'émission en rayons X et radio de SN 1987A est probablement plus faible parce que le matériel environnant est moins compact.

Les astronomes pensent que SN 1987A et SN 1996cr montrent la preuve pour ces ménages qui précèdent l'explosion par une étoile condamnée à éclater. Ayant deux exemples voisins suggère que ce type d'activité pourrait être relativement commun pendant la mort des étoiles massives.

"Non seulement notre travail suggère que SN 1987A ne soit pas aussi inhabituelle qu'on le pensait auparavant, mais il nous en apprend également que plus au sujet des bouleversements énormes que les étoiles massives peuvent subir au cours de leurs vies," ajoute le co-auteur Vikram Dwarkadas (University of Chicago).

Notes

Ces résultats paraîtront dans une prochaine édition de The Astrophysical Journal (F.E. Bauer et al., Supernova 1996cr: SN 1987A's Wild Cousin?, http://arxiv.org/abs/0804.3597) Les co-authors de ce papier incluent Niel Brandt (Penn State, USA), Stefan Immler (NASA Goddard Space Flight Center), Norbert Bartel (York University, Canada), et Michael Bietenholz (York University et Hartebeesthoek Radio Observatory,Afrique du Sud). Franz Bauer était autrefois à Penn State.

La galaxie de Circinus est en effet un objet plutôt intéressant, avec des anneaux de gaz qui sont éjectés de la galaxie. Elle est à 13 millions d'années-lumière de la Voie lactée.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-32-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le lanceur chinois Longue Marche II-F a décollé ce 25 Septembre 2008 à 13h10 UTC depuis la base spatiale de Jiuquan situé dans le désert du Gansu, emportant la capsule Shenzhou VII pour le 3ème vol spatial habité chinois avec à son bord trois taïkonautes : Zhai Zhigang, Liu Boming et Jing Haipeng, tous trois avec le grade colonel de l'Armée populaire de libération et âgés de 42 ans.

La capsule sera placée en orbite à une altitude de 373 kilomètres. La durée de la mission est de 68 heures.

Zhai Zhigang sera le premier astronaute chinois à effectuer, dans les jours à venir, une sortie dans l'espace.

http://ap.google.com/article/ALeqM5jszhZZpw8KvbElApGPkWEikezcBAD93DPAL00

http://www.lepoint.fr/actualites-monde/la-chine-accelere-sa-conquete-de-l-espace/924/0/276949

http://fr.news.yahoo.com/afp/20080925/tsc-chine-espace-prev-c2ff8aa.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rik E. Hil a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 23 Septembre 2008, dans le cadre du Catalina Sky Survey. K. Smalley (Minor Planet Center) a identifié la comète avec un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découverte le 25 Août par le télescope de surveillance LINEAR, et repertorié comme tel sous la désignation de 2008 QP20. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, de nombreux observateurs ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 QP20 (LINEAR-Hill) indiquent un passage au périhélie le 02 Novembre 2008 à une distance de 1,7 UA du Soleil, et une période de 6,5 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08S48.html (MPEC 2008-S48)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008QP20.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

Des astronomes ont découvert un des plus bizarres objets célestes qui a émis 40 flashes en lumière visible avant de disparaître à nouveau. C'est probablement un lien absent dans la famille des étoiles à neutrons, le premier cas d'un objet avec un champ magnétique étonnamment puissant qui a montré une forte et brève activité en lumière visible.

Cet objet étrange a initialement trompé ses découvreurs lorsqu'il s'est manifesté comme un éclat de rayons gamma, suggérant la mort d'une étoile dans l'Univers éloigné. Mais peu après, il a montré un comportement unique qui indique que son origine est beaucoup plus proche de nous. Après l'impulsion initiale de rayons gamma, il y avait une période de trois jours d'activité l'où on a observé 40 éruptions de lumière visible, suivi d'un bref épisode d'éruptions en proche infrarouge 11 jours plus tard, qui a été enregistré par le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO. Puis la source s'est endormie à nouveau.

"Nous opérons avec un objet qui hiberne pendant des décennies avant d'entrer dans une brève période d'activité", explique Alberto J. Castro-Tirado, auteur principal d'un papier dans l'édition de cette semaine de Nature.

Le candidat le plus probable pour cet objet mystérieux est un 'magnetar' situé dans notre propre galaxie de la Voie lactée, à environ 15.000 années-lumière vers la constellation du Petit Renard (Vulpecula). Les magnetars sont de jeunes étoiles à neutrons avec un ultra-fort champ magnétique un milliard de milliard de fois plus fort que celui de la Terre. "Un magnetar effacerait l'information de toutes les cartes de crédit sur Terre depuis une distance de la moitié de celle séparant la Terre de la Lune," dit le co-auteur Antonio de Ugarte Postigo. "Les magnetars restent tranquille pendant des décennies. Il est probable qu'il y a une population considérable dans la Voie lactée, bien que seulement environ une douzaine ait été identifiée."

Quelques scientifiques ont noté que les magnetars devraient évoluer vers une retraite plaisante avec le délabrement de leurs champs magnétiques, mais aucune source appropriée n'avait été identifiée jusqu'ici comme preuve de ce schéma d'évolution. L'objet nouvellement découvert, connu comme SWIFT J195509+261406 et se manifestant au commencement comme un éclat de rayons gamma (GRB 070610), est le premier candidat. L'hypothèse du magnetar pour cet objet est renforcée par une autre analyse, basée sur un autre ensemble de données, parue dans la même édition de Nature.

Notes

Castro-Tirado A. J. et al. 2008," Flares from a candidate Galactic magnetar suggest a missing link to dim isolated neutron stars", Nature, 25 Septembre 2008. Un papier par Alex Stefanescu et al. dans la même édition de Nature confirme l'hypothèse du magnetar.

Une étoile à neutrons est le reste brut condensé d'une étoile massive avec entre huit et quinze fois la masse du Soleil, qui a expulsé ses couches externes après une explosion de supernova. De telles étoiles sont seulement d'environ 20 kilomètres de diamètre, et sont pourtant plus massives que le Soleil. Les magnetars sont des étoiles à neutrons avec des champs magnétiques des centaines de fois plus intenses que les champs moyens d'étoiles à neutrons. Le dégagement d'énergie pendant une éruption au cours d'une période d'activité peut s'élever à l'énergie libérée par le Sun en 10.000 ans.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-31-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La mesure du diamètre de Canopus avec une précision encore jamais atteinte et la détection de taches sur sa surface, ont été réalisées par une équipe internationale (1) conduite par Armando Domiciano de Souza, astronome au Laboratoire Fizeau (CNRS, Université de Nice Sophia-Antipolis, Observatoire de la Côte d'Azur-INSU). Pour ce faire ils ont utilisé l'instrument AMBER installé au Very Large Telescope Interferometer de l'ESO au Paranal au Chili. Ces résultats permettent de mieux comprendre les phénomènes de convection pendant une phase de l'évolution stellaire encore mal connue : le passage du stade de supergéante rouge à celui de supergéante bleue et inversement, c'est la phase dite de blue loop. Ces travaux seront publiés prochainement dans la revue Astronomy and Astrophysics Letters.

Canopus a beau être la deuxième étoile la plus brillante du ciel nocturne après Sirius, de nombreuses zones d'ombre l'entourent. En effet, cette étoile dite de masse intermédiaire (environ 10 masses solaires) est déjà passée par la phase de sa vie durant laquelle la fusion de l'hydrogène en son coeur s'est terminée et la fusion de l'hélium a pris le relais. L'enveloppe constituée essentiellement d'hydrogène et entourant son coeur s'est étendue et donc refroidie durant la phase dite de supergéante rouge. Ensuite, comme de nombreuses étoiles de masse équivalente, la température de Canopus a fortement augmenté pour atteindre aujourd'hui plus de 7.000 °C et l'étoile est devenue une supergéante jaune. Par la suite, elle évoluera soit vers le stade de supergéante rouge soit vers celui de supergéante bleue. Cette phase dite de blue loop (car sa couleur se déplace du rouge vers le bleu en passant par le jaune et en retournant vers le rouge) est encore mal comprise et les paramètres fondamentaux qui caractérisent Canopus tels que son diamètre ou sa température doivent être connus avec une précision meilleure que celle existant actuellement afin de pouvoir affiner les modèles explicatifs.

Crédit : Philippe Bendjoya; Laboratoire Fizeau (CNRS-INSU, OCA, UNS)

C'est en utilisant l'instrument AMBER installé sur le VLTI de l'European Southern Observatory au Chili que les chercheurs sont parvenus à déterminer avec une précision inégalée le rayon de Canopus : plus de 71 rayons solaires !

Elément inattendu, les observations effectuées sur Canopus ont permis aux astronomes de révéler la présence de taches sur la surface visible de l'étoile (photosphère). La taille de ces taches semble être de l'ordre du tiers de son diamètre, soit une taille de plus de 20 diamètres solaires ! Les modèles existants prévoyaient bien l'existence de telles cellules de convection dues au bouillonnement intense qui agite la surface de l'étoile, mais 3 à 4 fois plus petites. La détection d'une telle tache de granulation à la surface de Canopus fournit ainsi une contrainte observationnelle essentielle à l'élaboration de modèles explicatifs de la photosphère des supergéantes.

La technique utilisée ici montre que le VLTI semble désormais capable de reconstruire des images à partir de données interférométriques acquises par un réseau de télescopes, à l'instar par exemple de l'interféromètre CHARA situé en Californie. De quoi ouvrir des perspectives passionnantes pour l'étude de la convection à la surface des étoiles grâce à des images fournissant des détails jusqu'alors inaccessibles.

Référence

"Diameter and photospheric structures of Canopus from AMBER/VLTI interferometry". A. Domiciano de Souza, P. Bendjoya, F. Vakili, F. Millour and R.G Petrov. A paraître dans Astronomy and Astrophysics Letters.

Note

Appartiennent à cette équipe :

- A. Domiciano de Souza, P. Bendjoya, F. Vakili, et R.G. Petrov ; laboratoire Fizeau.

- F. Millour ; Max-Planck-Institut für radioastronomie, Allemagne.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a2696,detection-taches-surface-une-etoile-premiere-vlti-avec-instrument-amber.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les scientifiques peuvent maintenant mieux expliquer pourquoi la calotte glaciaire australe résiduelle de Mars est mal placée, grâce aux données du vaisseau spatial Mars Express de l'ESA - le système de temps martien est à blâmer. Et aussi le plus grand cratère d'impact sur Mars - bien qu'il ne soit pas près du pôle Sud.

Comme la Terre, Mars a des calottes polaires gelées, mais à la différence de la Terre, ces calottes sont faites aussi bien de glace de dioxyde de carbone que de glace d'eau. Pendant l'été de l'hémisphère Sud, une grande partie de la calotte glaciaire se sublime, un processus dans lequel la glace retourne directement en gaz, laissant ce qui est connu comme la calotte polaire résiduelle. Le problème est que tandis que la calotte d'hiver est à peu près symétrique au pôle Sud, la calotte résiduelle est décalée d'environ trois à quatre degrés.

Ce déplacement, qui a déconcerté les scientifiques planétaires pendant des années, a été résolu par des scientifiques en 2005 mais maintenant, grâce à Mars Express de l'ESA, de nouvelles information sont disponibles pour expliquer le déplacement.

Marco Giuranna de l'Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario CNR (IFSI), Rome, Italie, et ses collègues ont utilisé le Spectromètre Fourier Planétaire (PFS) de Mars Express pour mesurer la température de l'atmosphère martienne depuis le sol jusqu'à une altitude de 50 kilomètres au-dessus de la région polaire Sud.

L'équipe a utilisé les profils pour dresser une carte de la manière dont l'atmosphère change en température et autres caractéristiques sur plus de la moitié de l'année martienne. Ils ont surveillé la manière dont le dioxyde de carbone s'imbrique dans la calotte glaciaire australe lorsque l'automne martien se change en hiver martien. "Ce n'est pas un processus franc. Nous avons constaté que deux systèmes régionaux de temps se sont développés de la mi-automne à travers l'hiver," dit Giuranna.

Ces systèmes de temps sont dérivés de forts vents d'Est qui caractérisent la circulation atmosphérique martienne aux latitudes moyennes. Ils soufflent directement dans Hellas Basin, la plus grande structure d'impact sur Mars avec un diamètre de 2.300 kilomètres et une profondeur de 7 kilomètres. La profondeur et la forte élévation des parois du cratère guident les vents et créent ce qu'on appellent des ondes de Rossby sur Terre.

Ces ondes redirigent les vents de haute altitude sur Mars et forcent le système de temps vers le pôle Sud. Dans l'hémisphère Ouest de Mars, ceci crée un fort système à basse pression près du pôle Sud, et un système à haute pression dans l'hémisphère Est, à nouveau près du pôle Sud.

Giuranna a constaté que la température du système à basse pression est souvent au-dessous du point de condensation pour le dioxyde de carbone, aussi le gaz se condense et tombe du ciel sous forme de neige et s'accumule au sol sous forme de gel. Dans le système à haute pression, les conditions ne sont jamais appropriées pour la neige, aussi seulement le gel au sol se produit. Par conséquent, la calotte polaire sud est construite par deux mécanismes différents.

Les secteurs qui ont une couverture neigeuse étendue ne subliment pas en été parce qu'ils reflètent plus de lumière du Soleil dans l'espace que la surface gelée. Les grains de gel tendent à être plus grands que les grains de neige et à avoir des surfaces plus approximatives. La texture irrégulière emprisonne plus de lumière du Soleil, conduisant la sublimation.

Ainsi le secteur Ouest de la calotte polaire australe, construite de neige et de gel, non seulement a une plus grande quantité de glace de dioxyde de carbone déposée mais la sublime également plus lentement pendant l'été, alors que le secteur Est construit de gel disparaît complètement. Ceci explique pourquoi la calotte résiduelle n'est pas symétriquement placée autour du pôle sud.

"Ceci a été une curiosité martienne pendant de nombreuses d'années," dit Giuranna. Grâce à Mars Express, les scientifiques planétaires comprennent maintenant une nouvelle facette de ce stupéfiant monde étranger.

http://www.esa.int/esaSC/SEMO78Q4KKF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le satellite Swift a trouvé le sursaut de rayons gamma le plus éloigné jamais détecté. L'explosion, désignée GRB 080913, est survenue d'une étoile qui a explosé à une distance de 12,8 milliards d'années-lumière.

"C'est la plus étrange explosion que Swift a vu", note le scientifique principal de la mission Neil Gehrels (Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md.). "Elle est venue vers nous de près du bord de l'Univers visible".

Parce que la lumière se déplace à une vitesse limitée, regarder plus loin dans l'Univers signifie remonter le temps. Le retour dans le temps de GRB 080913 revéle que le sursaut s'est produit moins de 825 millions d'années après le début de l'Univers.

L'étoile qui a provoqué ce "tir vu à travers le cosmos" est morte quand l'Univers avait moins d'un septième de son âge actuel. "Ce sursaut accompagne la mort d'une étoile d'une des premières générations de l'Univers", commente Patricia Schady (Mullard Space Science Laboratory, University College London) qui organise les observations de Swift de l'événement.

Les rayons gamma de l'explosion éloignée a déclenché l'alerte de Swift le 13 Septembre à 05h47 UTC. Le vaisseau spatial a établi l'emplacement de l'événement dans la constellation de l'Eridan (Eridanus) et s'est rapidement tourné pour examiner la tache. Moins de deux minutes après l'alerte, le télescope de rayons X de Swift a commencé à observer la position. Là, il a trouvé un source faible précédemment inconnue de rayons X.

Les astronomes au sol l'ont suivi également. Utilisant un télescope de 2.2 mètres de l'ESO à La Silla, Chili, un groupe mené par Jochen Greiner (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Allemagne), a capturé la postluminescence de l'éclat s'estompant.

Le logiciel du télescope détecte les alertes de Swift et pivote automatiquement vers la position de l'éclat. Puis, le Gamma-Ray Burst Optical/Near-Infrared Detector, or GROND, de l'équipe a simultanément capturé la lumière en déclin dans sept longueurs d'onde. "Notre première exposition a commencé juste une minute après le début de l'observation par le télescope de rayons X,"  indique Greiner.

Dans certaines couleurs, l'éclat d'un objet éloigné montre une baisse caractéristique provoquée par les nuages intervenants de gaz. Plus l'objet est loin, plus est longue la longueur d'onde où cet atténuation commence. GROND exploite cet effet et donne aux astronomes une évaluation rapide du décalage d'une explosion vers la fin rouge moins énergique du spectre électromagnétique, ou "redshift" ce qui suggère sa distance record.

Une heure et demie plus tard, en tant qu'élément de la recherche de Greiner, le VLT (Very Large Telescope) de Paranal, au Chili, a visé la postluminescence. L'analyse du spectre avec Johan Fynbo de l'Université de Copenhague a établi le redshift à 6.7 -- parmi les objets les plus éloignés connus.

Les éclats de rayons gamma sont les explosions les plus lumineuses de l'Univers. La plupart se produisent quand les étoiles massives manquent de carburant nucléaire. Comme leurs noyaux s'effondrent dans un trou noir ou une étoile à neutrons, des jets de gaz -- conduit par des processus pas entièrement compris -- passent à travers l'étoile et se répandent dans l'espace. Là, ils heurtent le gaz précédemment projetté par l'étoile et le réchauffent, produisant des postluminescences lumineuses.

Le précédent record était un éclat avec un redshift de 6.29, le plaçant 70 millions d'années-lumière plus proche que GRB 080913.

Swift, lancé en Novembre 2004, a eu une année record. En Mars, le satellite a détecté l'éclat de rayons gamma le plus lumineux, qui était visible à l'oeil nu en dépit qu'il se soit produit à des milliards d'années-lumière. Et en Janvier, les instruments du vaisseau spatial ont capturé les premiers rayons X d'une nouvelle supernova des jours avant que les astronomes optiques voient l'étoile variable.

http://www.nasa.gov/mission_pages/swift/bursts/farthest_grb.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les modèles théoriques de formation stellaire proposent l'existence d'étoiles très massives pouvant atteindre jusqu'à 150 fois la masse de notre Soleil. Pourtant, jusqu'à tout récemment, aucune étude n'avait été en mesure de découvrir une étoile de plus de 83 masses solaires.

Une équipe internationale d'astrophysiciens, menée par des chercheurs de l'Université de Montréal du Centre de recherche en astrophysique du Québec (CRAQ), a réussi à déterminer la masse de l'étoile la plus massive connue à ce jour. Leurs résultats sont publiés dans le journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Jules Casoli, André-Nicolas Chené et Olivier Schnurr, tous des diplômés de l'Université de Montréal, ainsi que les professeurs Anthony F. J. Moffat et Nicole St-Louis, sont parvenus à «peser» une étoile d'un système binaire avec une masse 116 fois supérieure à celle du Soleil -- son compagnon de 89 masses solaires n'étant pas en reste -- battant doublement le record précédent et franchissant pour la première fois la barrière symbolique des 100 masses solaires.

Situé dans l'amas stellaire massif NGC 3603, le système d'étoiles super massives, qui répond au doux nom de A1, a une période de révolution de 3,77 jours. Le calcul des masses a été obtenu grâce à une combinaison d'observations faites avec l'instrument SINFONI, un spectrographe à champ intégral opérant sur le très grand télescope (Very Large Telescope) sur le site de l'Organisation européenne pour la recherche astronomique dans l'hémisphère Sud (ESO) au Chili, et à des images dans le domaine de l'infrarouge provenant du télescope spatial Hubble.

Les étoiles formant le système A1 sont si massives et brillantes que leurs émissions lumineuses offrent les caractéristiques que seules les étoiles dites «Wolf-Rayet» possèdent. Dans le cadre de ces travaux, un système binaire (noté C), émettant dans le domaine des rayons X à une puissance presque jamais vue dans notre Galaxie, a également été découvert à proximité de NGC3603 A1.

Notes : NGC 3603 (entrée numéro 3603 du New General Catalogue) est une région HII géante, dans la constellation de la Carène, dans le bras de la Carène de notre Galaxie spirale, la Voie lactée, environ à 20 000 années-lumière du Soleil. Elle a été découverte par John Frederick William Herschel en 1834. NGC 3603 contient en son centre un amas ouvert, comprenant approximativement 2 000 étoiles brillantes et massives.

-- Une étoile Wolf-Rayet est une étoile chaude, massive et évoluée, présentant un taux de perte de masse très élevé dû à un fort vent stellaire (semblable au vent solaire).

Source : Université de Montréal http://nouvelles.umontreal.ca/content/view/1741/131/

http://www.space.com/scienceastronomy/080919-massive-star.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les nouvelles mesures très précises ont montré que la rotation de la Voie lactée est plus simple qu'on le pensait auparavant. Un résultat remarquable du très apprécié instrument HARPS de l'ESO, montre qu'une chute apparente très discutée des étoiles Céphéides voisines vers notre Soleil provient d'une propriété intrinsèque des Céphéides elles-mêmes.

Le résultat, obtenu par un groupe d'astrophysiciens dirigé par Nicolas Nardetto, paraîtra dans le journal Astronomy & Astrophysics.

Depuis la découverte par Henrietta Leavitt de leurs propriétés uniques en 1912, la classe des étoiles lumineuses et pulsantes connues sous le nom de Céphéides a été employée comme indicateur de distance. Combinées avec des mesures de vitesse, les propriétés des Céphéides sont également un outil extrêmement valable dans les investigations sur la façon dont notre galaxie, la Voie lactée, tourne.

"Le mouvement des Céphéides de la Voie lactée est confus et a conduit à un désaccord parmi les chercheurs," note Nardetto. "Si la rotation de la galaxie est prise en considération, les Céphéides semblent "chuter" vers le Soleil à une vitesse moyenne d'environ 2 km/s."

Une discussion a fait rage pendant des décennies pour savoir si ce phénomène était vraiment lié au mouvement réel des Céphéides et, par conséquent, à un modèle en rotation compliqué de notre galaxie, ou si c'était le résultat des effets dans les atmosphères des Céphéides.

Nardetto et ses collègues ont observé huit Céphéides avec le spectrographe de haute précision HARPS , fixé au télescope de 3.6-m de l'ESO à La Silla, à 2400 m dans les montagnes du désert chilien d'Atacama. HARPS, ou le chercheur planétaire de vitesse radiale de grande précision (High Accuracy Radial Velocity Planetary Searcher), est plus connu en tant que chasseur de planètes très apprécié, mais il peut également être utilisé pour résoudre d'autres cas compliqués, où sa capacité à déterminer des vitesses radiales - la vitesse avec vers laquelle quelque chose s'éloigne ou s'approche de nous - avec une phénoménale grande précision est de valeur inestimable. "Nos observations montrent que ce mouvement apparent vers nous provient presque certainement d'une propriété intrinsèque des Céphéides," commente Nardetto.

Les astronomes ont constaté que les déviations dans la vitesse mesurée des Céphéides étaient liées aux éléments chimiques dans les atmosphères du Céphéides considérées. "Ce résultat, si généralisé à toutes les Céphéides, implique que la rotation de la Voie lactée est plus simple qu'on le pensait précédemment, et est certainement symétrique autour d'un axe," conclut Nardetto.

Notes

Nardetto, N., Stoekl, A., Bersier, D. & Barnes, T. G.

"High resolution spectroscopy for Cepheids distance determination. III. A relation between y-velocities and y-asymmetries", à paraître dans Astronomy & Astrophysics.

Nicolas Nardetto était au Max-Planck-Institute for Radio Astronomy, Bonn, Allemagne, lorsqu'il a effectué la recherche.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-30-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'instrument PRIMA [1] du VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de l'ESO a récemment vu la "première lumière" à son nouvel emplacement situé sur le Cerro Paranal au Chili. Lorsqu'il sera complètement opérationnel, PRIMA amplifiera les possibilités du VLTI pour voir des sources beaucoup plus faibles que tous les interféromètres précédents, et permettra une précision astrométrique inégalée par n'importe quelle autre installation astronomique existante. PRIMA sera un outil unique pour la détection des exoplanètes.

"PRIMA est spécifiquement conçu pour voir si une étoile 'oscille' d'avant en arrière parce qu'elle a des compagnons planétaires invisibles", commente le scientifique de l'instrument Gerard van Belle. "Ceci nous permet de détecter non seulement des exoplanètes, mais de mesurer leur masse." La précision astrométrique prévue de PRIMA de dizaines de micro-arcsecondes est inégalée par n'importe quelle autre installation astronomique existante, aussi bien au sol qu'en orbite [2]. En plus de prendre des mesures astrométrique PRIMA sera la clef pour l'imagerie de sources faibles avec le VLTI en utilisant les instruments scientiques AMBER et MIDI.

L'interférométrie combine la lumière reçue par deux télescopes ou plus, se concentrant sur de minuscules différences entre les signaux pour mesurer des angles avec une parfaite précision. Utilisant cette technique PRIMA peut sélectionner des détails aussi nettement qu'un unique télescope avec un diamètre équivalent à la plus grande distance entre les télescopes. Pour le VLTI, la distance entre les deux éléments du télescope est d'environ 200 mètres.

L'instrument PRIMA est unique parmi les instruments du VLTI, parce que c'est effectivement deux interféromètres en un. PRIMA prendra des données de deux sources sur le ciel simultanément : la source plus lumineuse peut être employée pour suivre, permettant à l'interféromètre de "fixer" la source plus faible pendant plus longtemps qu'il est maintenant possible avec les interféromètres conventionnels. Bien qu'il y ait eu plus tôt des expérimentations novatrices pour tester cette technique, PRIMA représente le premier instrument d'infrastructure de la sorte qui est ouverte à tous les astronomes.

Les pièces de PRIMA sont arrivées au sommet du Paranal à la fin Juillet et ont été intégrées et examinées au cour du mois suivant. Le 02 Septembre 2008, comme première étape importante, la lumière des étoiles de deux télescopes auxiliaires (AT) de 1.8 m du VLTI a été introduite dans le système de PRIMA, et des franges d'interférence ont été détectées sur le Fringe Sensor Unit (FSU) de PRIMA. Trois jours plus tard le système utilisait systématiquement la poursuite active sur les franges, compensant la turbulence atmosphérique.

La première lumière - ou, dans le cas des instruments interférométriques, les premières franges - est survenue réellement en avant du programme ambitieux visé par l'ingénieur principal Francoise Delplancke : "Il y avait de nombreuses activités qui devaient toute être réussies simultanément pour que ceci se produise, mais l'assemblage, l'intégration, et la vérification se sont déroulées sans problème - j'ai été satisfaite par la façon dont était facile et fiable le cheminement de frange, pour notre premier essai."

Tous les sous-systèmes de PRIMA [3] ont été installés avec succès pour l'utilisation avec deux Télescopes Auxiliaires et seront maintenant soumis à des essais de mise en service intensifs avant d'être offert à la communauté des utilisateurs pour les observations courantes [4].

Notes

[1]: PRIMA veut dire "Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry". AMBER et MIDI sont deux instruments du VLTI.

[2]: Quand une planète satellise une étoile, sa pesanteur attire effectivement l'étoile, faisant qu'elle "oscille". Cette oscillation est généralement mesurée en regardant les variations de vitesse radiale d'une étoile, mais si des mesures assez précises de la position de l'étoile peuvent être faites, il devrait être possible de voir cette vibration directement. PRIMA devrait être assez précis pour faire ces mesures pour des planètes de type Jupiter. PRIMA pourra mesurer les différences angulaires d'environ dix micro-arcsecondes.

[3]: L'installation de PRIMA emploie un certain nombre de composants le long de la canalisation du VLTI, dont les séparateurs d'étoile (STSs, Star Separators) pour les télescopes, les lignes à retard différentielles (DDLs, Differential Delay Lines), la métrologie de laser et deux unités détecteur de frange (FSUs, Fringe Sensor Units). Les séparateurs d'étoile collectent la lumière de deux étoiles distinctes à envoyer à travers l'interféromètre. Les DDLs, construitent par un consortium (Observatoire de Genève, MPIA Heidelberg et Landessternwarte Heidelberg) compensent de légères différences dans les longueurs de trajet dues aux positions séparées sur le ciel des deux sources. Chaque FSU recombine la lumière des deux télescopes pour les deux sources séparément pour former les franges interférométriques. Le système de métrologie associe le tout ensemble au niveau de 1 nanomètre en renvoyant la lumière par le système des FSUs vers les STSs et revient à nouveau.

[4]: Quatre mises en route sont programmées pour PRIMA au cours des six prochanis mois et se concentreront sur l'essai et la caractérisation de la frange en suivant une étoile simple. Les observations de deux étoiles distinctes commenceront l'année prochaine et étendront ces essais au mode double-étoile. Ces essais auront également comme conséquence les premières mesures astrométriques de PRIMA. Bientôt après PRIMA commencera les opérations sérieuses dans les études de recherche de planètes.

Le projet PRIMA est un effort conjoint mené par l'ESO et inclut des contributions de l'Observatoire de Genève, du MPIA Heidelberg, du Landessternwarte Heidelberg, de l'Université de Leide, de l'Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, de l'Institut de Microtechnologie de Neuchâtel et du MPE Garching ; les partenaires industriels sur le projet PRIMA incluent TNO et Thales Alenia Space.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-29-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rob McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 17 Septembre 2008 dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Charleston), D. Mayes, J. Young (Table Mountain Observatory, Wrightwood), et E. Guido, G. Sostero, P. Camilleri (RAS Observatory, Moorook) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Avec la découverte de C/2008 S1, Rob McNaught compte désormais 44 comètes à son actif.

Les Grands Chasseurs de Comètes

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 S1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 21 Septembre 2008 à une distance de 1.3 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08S10.html (MPEC 2008-S10)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 01 Octobre 2008 à une distance 1,19 UA, et qu'il s'agit d'une comète périodique avec une période de 6,78 ans.

Une planète mineure découverte dans le cadre du Catalina Sky Survey le 02 Mai 2008, et répertorié comme tel sous la désignation de 2008 JK a été identifiée avec la comète. En consséquence, la comète a été renommée P/2008 S1 (Catalina-McNaught).

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08S26.html (MPEC 2008-S26)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008S1.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

L'Union Astronomique Internationale (IAU) a annoncé aujourd'hui que l'objet connu auparavant sous la désignation de 2003 EL61 doit être classé comme cinquième planète naine dans le Système solaire et nommé Haumea. Les deux lunes d'Haumea ont également reçu un nouveau nom. Hi'iaka (Haumea I) et Namaka (Haumea II) sont les deux filles d'Haumea dans la mythologie hawaïenne.

La décision a été prise après discussions par les membres du CSBN (Committee on Small Body Nomenclature) de l'Union Astronomique Internationale et du WGPSN (Working Group for Planetary System Nomenclature) de l'IAU. Ceci signifie maintenant que la famille des planètes naines dans le Système solaire est portée à cinq. Il y a maintenant Cérès, Pluton, Haumea, Eris et Makemake.

La découverte de Haumea a été annoncée mi-2005, et l'objet a reçu initialement la désignation temporaire de 2003 EL61. C'est un objet bizarre avec une forme ressemblant à un ballon ovale. Son diamètre est approximativement identique que celui de la planète naine Pluton ; cependant, sa forme étrange signifie qu'il est beaucoup plus mince. Il est aussi connu pour tourner très rapidement, faisant une rotation en environ quatre heures. Certains ont suggéré que cette rotation rapide pourrait être la raison de l'aspect de Haumea - la planète naine a été étirée et allongée par sa rotation rapide.

Crédit : NASA/Caltech/M. Brown 

Haumea siège parmi les objets transneptuniens, un vaste anneau de corps froids et rocheux éloignés dans le Système solaire externe. En ce moment il est approximativement à 50 fois la distance Terre-Soleil du Soleil, mais son orbite elliptique amène Haumea au plus près à 35 fois la distance Terre-Soleil de notre étoile.

Haumea est le nom de la déesse de l'accouchement et de la fertilité dans la mythologie hawaÏenne. Le nom est particulièrement adapté car la déesse Haumea représente également l'élément de la pierre et les observations de Haumea laissent entendre que, exceptionnellement, la planète naine se compose presque entièrement de roche avec une croûte de glace pure.

La mythologie hawaïenne dit que les enfants de la déesse Haumea ont jailli de différentes parties de son corps. La planète naine Haumea a une histoire semblable, car elle est associée dans son orbite par deux satellites qui sont supposés avoir été créés par des impacts avec elle dans le passé. Au cours de ces impacts, des parties de la surface glaciale de Haumea ont été éjectées. On pense alors les débris de ces impacts ont donné naissance aux deux lunes.

Après leur découverte, en 2005, les lunes ont reçu également des désignations temporaires, mais ont maintenant reçu des noms par le CSBN et le WGPSN. La première et plus grande lune doit être appelée Hi'iaka, d'après la déesse hawaïenne dont on dit qu'elle est née de la bouche de Haumea et la déesse patronne de l'île de Hawaii. La deuxième lune de Haumea est appelée Namaka, un esprit de l'eau dont on dit qu'il est né du corps de Haumea.

http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0807/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope spatial Hubble a capturé un alignement rare entre deux galaxies en spirale. Le bord externe d'une petite galaxie de premier plan se profile devant une plus grande galaxie d'arrière plan. Les tentacules squelettiques de la poussière peuvent être vus s'étendant au-delà du disque de lumière des étoiles de la petite galaxie.

Crédit : NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

and S. Allen (Stanford University)

Les astronomes ont calculé que la galaxie de fond est à 780 millions d'années-lumière. Ils n'ont pas encore calculé la distance entre les deux galaxies, bien qu'ils pensent que les deux sont relativement proches, mais pas assez près pour interagir. La galaxie d'arrière plan est d'environ la taille de la Galaxie de la Voie lactée et est environ 10 fois plus grande que la galaxie du premier plan.

Depuis les télescopes terrestres, les deux galaxies ressemblent à une unique goutte. Mais l'oeil net de l'instrument ACS (Advanced Camera) a distingué la goutte en tant que deux galaxies, cataloguées comme 2MASX J00482185-2507365. Les images ont été prises le 19 Septembre 2006.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/33

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Trois scientifiques de l'Université de Toronto ont utilisé le télescope Gemini North sur le %auna Kea à Hawaii pour prendre des images de la jeune étoile 1RXS J160929.1-210524 (qui se tient à environ 500 années-lumière de la Terre) et d'un candidat compagnon de cette étoile. Ils ont également obtenu des spectres pour confirmer la nature du compagnon, lequel a une masse d'environ 8 fois celle de Jupiter, et se tient approximativement à 330 fois la distance Terre-Soleil de son étoile. (En comparaison, la planète la plus éloignée de notre Système solaire, Neptune, orbite autour du Soleil à seulement 30 fois la distance Terre-Soleil). L'étoile parent est semblable en masse au Soleil, mais est beaucoup plus jeune.

Crédit : Gemini Observatory

« C'est la première fois que nous voyons directement un objet de masse planétaire dans une orbite probable autour d'une étoile comme notre Soleil, » commente David Lafrenière, auteur principal d'un papier soumis à Astrophysical Journal Letters et également posté en ligne. « Si nous confirmons que cet objet est en effet gravitationellement lié à l'étoile, ce serait un pas en avant important. »

Jusqu'à présent, les seuls corps comme des planètes qui ont été directement imagés à l'extérieur du Système solaire sont soit flottant librement dans l'espace (c'est-à-dire, non trouvés autour d'une étoile), ou soit des naines brunes en orbite, qui sont faibles et font qu'il est plus facile de détecter des compagnons de masse planétaire.

L'existence d'un compagnon de masse planétaire si loin de son étoile parent est une surprise, et lance un défi aux modèles théoriques de la formation d'étoiles et de planètes. « Cette découverte est encore un autre rappel de la diversité véritablement remarquable des mondes hors d'ici, et c'est un soupçon fort que la nature peut avoir plus d'un mécanisme pour produire des compagnons de masse planétaires aux étoiles normales, » note Ray Jayawardhana, membre de l'équipe et l'auteur d'un prochain livre sur les planètes extrasolaires intitulé "Worlds Beyond".

Les observations de Gemini de l'équipe ont tiré profit de la technologie d'optique adaptative pour réduire nettement les déformations provoquées par la turbulence dans l'atmosphère terrestre. Les images et les spectres en proche infrarouge de l'objet planétaire suspecté indiquent qu'il est trop froid pour être une étoile ou même un naine brune plus massive, et qu'il est jeune. Pris ensemble, de tels résultats confirment qu'il est un très jeune objet de très faible masse à approximativement la même distance de la Terre que l'étoile.

Bien la probabilité d'un alignement chanceux entre un tel objet et une similaire jeune étoile soit plutôt petite, il faudra jusqu'à deux ans pour vérifier que l'étoile et sa probable planète se déplacent ensemble à travers l'espace. « Naturellement il serait prématuré de dire que l'objet satellise certainement cette étoile, mais la preuve est extrêmement convaincante. Ce sera un objet très intensément étudié pendant les prochaines années ! » ajoute Lafrenière.

Le membre de l'équipe Marten van Kerkwijk a décrit la méthode de recherche du groupe. « Nous avons visé de jeunes étoiles de sorte qu'aucun objet de masse planétaire qu'elles accueilleraient n'ait eu le temps de se refroidir, et soit ainsi toujours relativement lumineux. C'est une raison qui nous a permis de le voir. »

Le corps de classe Jupiter a une température estimée à environ 1800 Kelvin (environ 1.500° C), beaucoup plus chaud que notre propre Jupiter, qui a une température d'environ 160 Kelvin (- 110ºC), et son étoile probable est une jeune étoile de type K7 avec une masse estimée à environ de 85% de celle de notre Soleil.

Le travail que cela a conduit à cette découverte fait partie d'une étude de plus de 85 étoiles dans l'association Upper Scorpius, un groupe de jeunes étoiles formées il y a environ 5 millions d'années. Elle utilise les possibilités d'optique adaptative en haute résolution du télescope Gemini pour déterminer les différents types de compagnons qui peuvent se former autour de jeunes étoiles : étoiles, naines brunes, ou objets de masse planétaires.

http://www.gemini.edu/sunstarplanet

http://arxiv.org/abs/0809.1424

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les scientifiques de la mission MESSENGER analysent sans relâche les images de Mercure acquises lors du premier survol de la planète en Janvier dernier... en attendant le second survol prévu pour le 06 Octobre 2008.

Mercure en 3D

Ce graphique montre une partie de la faille d'escarpement Beagle Rupes coupant à travers le cratère fortement elliptique Sveinsdóttir dans une représentation tridimensionnelle (3D) . Les verres 3D standard (qui peuvent être assemblés chez soi), avec un filtre rouge devant l'oeil gauche et un filtre bleu devant le droit, peuvent être utilisés pour regarder cette image. En combinant l'information de multiples images de la même partie de la surface de Mercure prises sous différents angles de vision, la topographie de la surface a été déterminée. Une image en haute résolution a été alors supperposée à la carte topographique, ayant pour résultat cette image en 3D. Au total, plus de 80 images de MESSENGER ont été utilisées pour créer cette vue 3D de la surface de Mercure. Avec la poursuite de la mission de MESSENGER, beaucoup plus d'images seront acquises, et ces images additionnelles fourniront des vues de la surface de Mercure présentant une variété de conditions d'illumination et de géométries de vision. Ces myriades de vues, liés à des profils topographiques à acquérir par l'altimètre laser de MESSENGER, permettront à de grandes parties de la surface de Mercure d'être étudiées en 3D.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=202

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Failles dans le Bassin Caloris

En tant que plus jeune grand bassin d'impact connu sur Mercure, le bassin Caloris a des formes de relief qui sont mieux préservées que dans les bassins plus anciens, lesquels ont été davantage modifiés par la formation de cratères d'impact. Cette figure, récemment éditée dans le magazine Science, montre une carte de nombreux dispositifs linéaires dans le bassin Caloris qui se sont formés lorsque les roches proches de la surface ont été soumises à des forces horizontales importantes. Le bassin Caloris contient des centaines de cuvettes formées par extension, cartographiées comme des lignes noires, où la surface a été séparée et fracturée. Pantheon Fossae (situés à l'intérieur de l'encart de la carte du haut et montrés en détail dans l'image en bas) a plus de 200 telles cuvettes dans un motif de rayons, mais près des bords externes du bassin intérieur les cuvettes sont vues dans des motifs largement concentriques vers le bassin Caloris. L'intérieur du bassin Caloris a été également déformé par de nombreuses crêtes ridées, tracées comme des lignes rouges, formées quand la surface a été comprimée ou raccourcie horizontalement. Les relations entre les cuvettes par extension et les crêtes ridées par contraction fournissent des informations sur l'évolution du bassin Caloris et l'intérieur de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=201

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Explorant la "queue" de Mercure

Lorsque le vaisseau spatial de MESSENGER s'est approché de Mercure, le champ visuel de l'instrument UVVS a scanné à travers la "queue" exosphérique de la planète, qui est produite par le vent solaire poussant vers s'extérieur l'exosphère de Mercure (l'atmosphère extrêmement mince de la planète). Cette figure, récemment publiée dans le magazine Science, montre une carte de la distribution des atomes de sodium lorsqu'ils s'écoulent de la planète ; les couleurs rouges et jaunes représentent une abondance plus élevée de sodium que les nuances plus foncées de bleu et de pourpre, suivant les indications de la légende de couleurs, qui donne l'intensité d'éclat en unités de kiloRayleighs. Les atomes qui s'échappent forment par la suite une queue en forme de comète qui se prolonge dans la direction opposée à celle du Soleil sur de nombreux rayons planétaires. Les petites cases entourées en noir correspondent aux différentes mesures qui ont été employées pour créer la carte entière. Ces mesures sont les observations de résolution spatiale les plus élevées jamais faites de la queue de Mercure. Dans moins de six semaines, le 06 Octobre 2008, des mesures semblables seront faites au cours du second survol de Mercure par MESSENGER. Comparer les mesures des deux survols fournira un regard sans précédent sur la façon dont l'exosphère dynamique et la queue du Mercure varient avec le temps.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=200

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Dans un papier à paraître dans Astrophysical Journal, un groupe d'astronomes dirigé par Kyle Barbary (University of California, Berkeley) et travaillant sur le Supernova Cosmology Project rapporte la découverte d'un nouveau type de "quelque chose" qu'ils ont du mal à comprendre.

Le projet a utilisé le télescope spatial Hubble pour suivre de très lointain amas de galaxies à la recherche de supernovae. Le 21 Février 2006, dans la direction d'un lointain amas dans la constellation du Bouvier (Bootes) nommé CL 1432.5+3332.8 (redshift de 1.112, durée de voyage de la lumière de 8,2 milliards d'années), Hubble a commencé à voir quelque chose s'illuminer. Il a continué à s'illuminer pendant environ 100 jours et a culminé à la magnitude 21 dans deux couleurs en proche infrarouge. Il a ensuite disparu sur une même période, jusqu'à ce que plus rien ne soit resté visible à la magnitude 26. L'objet, dénommé SCP 06F6, s'est illuminé et s'est évanoui par un facteur d'au moins 120, peut-être plus. 

L'objet mystèrieux ne s'est pas comporté comme n'importe quel type connu de supernova. Il n'est même pas dans une galaxie discernable. "La forme de la courbe de lumière est incompatible avec une microlentille", affirment les auteurs. Ils ont enregistré trois spectres de celui-ci - et son spectre, écrivent les chercheurs, "en plus d'être incompatible avec tous les types connus de supernova, ne correspond à aucun spectre de la base de données du Sloan Digital Sky Survey" d'un grand nombre d'objets. "Nous suggérons que ce phénomène éphémère pourrait appartenir à une nouvelle classe."

Qu'elle est sa distance? Ce serait certainement une première étape pour le comprendre, mais seulement la plus large des contraintes peut être mis sur sa distance. Son manque de mouvement de parallaxe signifie qu'il ne peut pas être à moins de 130 années-lumière, et un manque d'absorption d'hydrogène cosmique dans ses spectres signifie qu'il ne peut pas être à plus de 11 milliards d'années-lumière (quand la "distance" est définie par la durée de voyage de la lumière). Cela laisse une grand marge de manoeuvre.

http://www.skyandtelescope.com/news/28244844.html

http://fr.arxiv.org/abs/0809.1648

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Abell 1689, montré dans cette image composée, est un amas massif de galaxies situé à environ 2.3 milliards d'années-lumière qui montre des signes d'activité de fusion. Le gaz de cent millions de degrés détecté par l'observatoire de rayons X Chandra est montré en pourpre dans cette image, alors que les galaxies des données optiques du télescope spatial Hubble sont de couleur jaune. L'émission de rayons X a une apparence calme, à la différence d'autres systèmes de fusionnement tels que Bullet Cluster ou lMACS J0025.4-1222. Le modèle de température à travers Abell 1689 est plus compliqué, cependant, exigeant probablement des structures multiples avec différentes températures.

Crédit : X-ray: NASA/CXC/MIT/E.-H Peng et al; Optical: NASA/STScI

Les longs arcs dans l'image optique sont provoqués par effet de lentille gravitationnelle des galaxies d'arrière-plan par la matière dans l'amas de galaxies, le plus grand système de tels arcs jamais trouvés. D'autres études de cet amas sont nécessaires pour expliquer le manque de correspondance entre les évaluations de masse basées sur les données de rayons X et la lentille gravitationnelle. Les travaux précédents suggèrent que des structures comme des filaments de galaxies soient situées près d'Abell 1689 le long de notre champ de vision vers cet amas, ce qui peut influer sur les évaluations de masse de lentille gravitationnelle.

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/a1689/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'éclat de rayons gamma le plus lumineux fournit une mine d'informations sur la façon dont les étoiles éclatent.

Des astronomes de partout dans le monde ont combiné des données de télescopes terrestres et spatiaux pour peindre un portrait détaillé de l'explosion la plus lumineuse jamais vue. Les observations indiquent que les jets de l'éclat de rayons gamma appelé GRB 080319B visaient presque directement la Terre.

GRB 080319B était si intense que, en dépit que l'événement se soit produit à mi-chemin à travers l'Univers, il pourrait avoir été vu brièvement à l'oeil nu (ESO 08/08). Dans un papier à paraître dans l'édition du 11 Septembre de Nature, Judith Racusin (Penn State University, Pennsylvania, Etats-Unis), et une équipe de 92 co-auteurs rapportent des observations à travers le spectre électromagnétique qui ont commencé 30 minutes avant l'explosion et se sont poursuivies pendant des mois.

"Nous concluons que l'éclat extraordinaire du sursaut résulte d'un jet qui a projeté la matière presque directement en direction de la Terre à presque la vitesse de la lumière - la différence est de seulement 1 pour 20 000," commente Guido Chincarini, un membre de l'équipe.

Les éclats de rayons gamma sont les explosions les plus lumineuses de l'Univers. La plupart se produisent quand les étoiles massives manquent de carburant. Lorsqu'une étoile s'effondre, elle crée un trou noir ou une étoile à neutrons qui, par des processus pas entièrement compris, conduissent de puissants jets de gaz à l'extérieur. Lorsque les jets s'échappent dans l'espace, ils heurtent le gaz précédemment projeté par l'étoile et le réchauffe, produisant de ce fait des postluminescences lumineuses.

L'équipe croit que le jet orienté vers la Terre contenait un composant ultra-rapide de juste 0.4 degré de large (c'est légèrement plus petit que la taille apparente de la Pleine Lune). Ce jet est contenu dans un autre jet légèrement moins énergique environ 20 fois plus large.

Le large composant est plus typique d'autres éclats. "Peut-être que chaque éclat de rayons gamma a un jet étroit, mais les astronomes le manquent la plupart du temps," ajoute le membre de l'équipe Stefano Covino. " ; Nous sommes arrivés à voir ce monstre en bas du tube du jet très étroit et énergique, et la chance pour que cet alignement presque frontal se produise est seulement d'environ une fois par décennie, " a ajouté son collègue Cristiano Guidorzi.

GRB 080319B a été détecté par le satellite Swift NASA/STFC/ASI en direction de la constellation du Bouvier (Boötes). Une foule de télescopes au sol a réagi promptement pour étudier ce nouvel objet dans le ciel, y compris le VLT de l'ESO qui était le premier pour fournir la distance de l'objet, 7.5 milliards d'années-lumière. La lumière visible de l'éclat a été détectée dans le monde entier par une poignée de caméra à large champ qui sont montés sur des télescopes surveillant constamment une grande partie du ciel. Une de ces dernière était la caméro TORTORA montée sur le télescope REM de 0.6 m à l'Observatoire de L'ESO à LA Silla (ESO 26/07).

L'imagerie rapide de TORTORA fournit le regard le plus détaillé à ce jour de la lumière visible liée au souffle initial d'un éclat de rayons gamma. "Nous avons attendu longtemps pour celui-ci," note le scientifique Grigory Beskin (Special Astrophysical Observatory, Russie). Les données collectées simultanément par TORTORA et le satellites Swift permettent aux astronomes d'expliquer les propriétés de ce sursaut.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-28-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/1896 R2 = 2008 R6 (Giacobini)

Les astronomes amateurs japonais Koichi Itagaki (Yamagata) et H. Kaneda (Minami-ku, Sapporo), en effectuant leur recherche habituelle de supernova, ont découvert une nouvelle comète de magnitude 13.5 le 10 Septembre 2008 au moyen d'un télescope de 0.21-m. Par la suite, ils ont obtenu des images de confirmation avec un télescope de 0.60-m équipé en CCD. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la comète a été confirmée par Y. Ikari (Moriyama), par K. Nishiyama, S. Okumura (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS), Quanzhi Ye et H.-Y. Hsiao (Lulin Observatory, Taiwan) et par de nombreux autres observateurs.

La nouvelle comète n'est autre que la comète considérée comme disparue D/1896 R2 (Giacobini), comme l'a suggéré Mail Meyer (Limburg). Ceci a été confirmé par S. Nakano (Sumoto), qui a aussi noté que la comète avait effectué 17 révolutions depuis sa découverte et était passée à 0.51 UA de la Terre en Septembre 1962, et à 0.81 UA de Jupiter en Janvier 1992.

La comète D/1896 R2 (Giacobini), d'une période de 6,64 ans, avait été découverte le 04 Septembre 1896 par l'astronome français Michel Giacobini à Nice, mais n'avait pas été revue pour les retours suivants.

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 R6 (Giacobini) indiquent un passage au périhélie le 10 Septembre 2008 à une distance de 1.5 UA, et une période de 6.66 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R60.html (MPEC 2008-R60)

D. T. Durig et K. N. Hatchett (Cordell-Lorenz  Observatory, Sewanee) ont découvert le 22 Septembre 2008 deux compagnons de la comète 205P/Giacobini. MPEC 2008-S47

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 R6 (Giacobini) a reçu la dénomination définitive de 205P/Giacobini en tant que 205ème comète périodique numérotée.

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0205P.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

P/1999 WJ7 = 2008 R4 (Korlevic)

La comète P/1999 WJ7 a été retrouvée par T. H. Bressi et J. V. Scotti (Steward Observatory, Kitt Peak) le 03 Septembre 2008 avec le télescope de 0.9-m f/3 équipé en CCD. Suite à une demande de confirmation du Minor Planet Center, J. V. Scotti (Spacewatch) a obtenu de nouvelles obervations le 09 Septembre 2008.

La comète P/1999 WJ7 avait été découverte à l'origine à la magnitude 17.9 le 28 Novembre 1999 par Korado Korlevic (Visnjan).

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 R4 (Korlevic) indiquent un passage au périhélie le 08 Février 2010 à la distance de 3,18 UA du Soleil, et une période de 10,02 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R53.html (MPEC 2008-R53)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/1999 WJ7 = 2008 R4 (Korlevic) a reçu la dénomination définitive de 203P/Korlevic en tant que 203ème comète périodique numérotée.

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0203P.html

P/2001 TU80 = 2008 R5 (LINEAR-NEAT)

La comète P/2001 TU80, qui avait été observée pour la dernière fois en Avril 2002, a été retrouvée le 08 Septembre 2008 par J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II).

La comète P/2001 TU80 avait été découverte à l'origine indépendamment dans le cadre du programme NEAT le 16 Novembre 2001 et identifié par G. V. Williams avec un objet ayant l'apparence d'un astéroïde rapporté les 13 et 17 Octobre par LINEAR et le 19 Octobre par NEAT. Un passage auprès de Jupiter en Avril 1985 à 0.0815 UA de la planète géante a eu pour conséquence une modification des paramètres orbitaux de la comète, la distance au périhélie passant de 2.41 UA à 1.92 UA.

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 R5 (LINEAR-NEAT) indiquent un passage au périhélie le 09 Décembre 2008 à une distance de 1,94 UA du Soleil, et une période de 7,02 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R54.html (MPEC 2008-R54)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2001 TU80 = 2008 R5 (LINEAR-NEAT) a reçu la dénomination définitive de 204P/LINEAR-NEAT en tant que 204ème comète périodique numérotée.

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0204P.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

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 07 Septembre 2008 par le télescope de surveillance LINEAR a révélé sa nature comète lors d'observations ultérieures après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 R3 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 26 Novembre 2008 à une distance de 1,8 UA de Soleil. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R51.html (MPEC 2008-R51)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 22 Novembre 2008 à une distance de 1,9 UA du Soleil, et une période de 77,5 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08T28.html (MPEC 2008-T28)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008R3.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes ont pu étudier des disques de formation de planètes autour de jeunes étoiles comme le Soleil avec un détail inégalé, révélant clairement le mouvement et la distribution du gaz dans les parties intérieures du disque. Ce résultat, qui implique probablement la présence de planètes géantes, a été rendu possible par la combinaison d'une méthode très astucieuse permise par le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO.

Les planètes pourraient abriter d'autres formes de vie, aussi l'étude d'exoplanètes figure très haut dans l'astronomie contemporaine. Plus de 300 planètes sont déjà connues pour satelliser des étoiles autres que le Soleil, et ces nouveaux mondes montrent une étonnante diversité dans leurs caractéristiques. Mais les astronomes ne regardent pas seulement les systèmes où des planètes se sont déjà formées - ils peuvent également obtenir de grands aperçus en étudiant les disques autour de jeunes étoiles où les planètes peuvent actuellement se former. "C'est comme revenir 4,6 milliards d'années en arrière pour observer comment les planètes de notre propre Système solaire se sont formées", commente Klaus Pontoppidan du Caltech, qui a dirigé la recherche.

Pontoppidan et ses collègues ont analysé trois jeunes étoiles analogues à notre Soleil qui sont chacune entourée par un disque de gaz et de poussières duquel les planètes pourraient se former. Ces trois disques ont juste quelques millions d'années et sont connus pour avoir des lacunes ou des trous dans le disque, indiquant des régions où la poussière a été dégagée et la présence possible de jeunes planètes.

Les nouveaux résultats confirment non seulement que le gaz est présent dans les lacunes dans la poussière, mais permettent également aux astronomes de mesurer comment le gaz est distribué dans le disque et comment le disque est orienté. Dans les régions où la poussière semble avoir été dégagée, le gaz moléculaire est toujours fortement abondant. Ceci peut signifier soit que la poussière s'est regroupé en masse compacte pour former des embryons planétaires, soit qu'une planète s'est déjà formée et est en train de dégager le gaz dans le disque.

Pour une des étoiles, SR 21, une explication probable est la présence d'une planète géante massive orbitant à moins de 3,5 fois la distance entre la Terre et le Soleil, alors que pour la deuxième étoile, HD 135344B, une planète possible pourrait être en orbite à 10 à 20 fois la distance Terre-Soleil. Les observations de la troisième étoile, TW Hydrae, peuvent également exiger la présence d'une ou deux planètes.

"Nos observations avec l'instrument CRIRES sur le VLT de l'ESO indiquent clairement que les disques autour de ces trois jeunes étoiles comme le Soleil sont toutes très différentes et auront très probablement comme conséquence des systèmes planétaires très différents," conclut Pontoppidan. "La nature n'aime certainement pas se répéter [1].

"Ces genres d'observations complètent les travaux futurs de l'observatoire ALMA, qui imagera ces disques en grand détail et à plus grande échelle", ajoute Ewine van Dishoeck, de l'observatoire de Leyde, qui travaille avec Pontoppidan.

Etudier les lacunes dans les disques de poussières qui sont de la taille du Système solaire autour d'étoiles qui sont situées jusqu'à 400 années-lumière est un défi difficile qui exige une solution intelligente et les meilleurs instruments [2].

La formation d'image traditionnelle ne peut pas espérer voir des détails à l'échelle de distances planétaires pour des objets localisés si loin", explique van Dishoeck. "L'interférométrie ne peut faire mieux mais nous permet de suivre le mouvement du gaz."

Les astronomes ont employé une technique connue sous le nom de 'imagerie spectro-astrométrique' pour leur donner une fenêtre dans les régions intérieures des disques où les planètes comme la Terre peuvent se former. Ils ont pu non seulement mesurer des distances aussi petites qu'un dixième de la distance Terre-Soleil, mais mesurer la vitesse du gaz en même temps [3].

"La configuration particulière de l'instrument et l'utilisation du systeme optique adaptatif permet aux astronomes d'effectuer des observations avec cette technique d'une manière très facile à utiliser : par conséquent, l'imagerie spectro-astrométrique avec CRIRES peut maintenant être exécutée par habitude," ajoute le membre de l'équipe Alain Smette, de l'ESO [4].

Notes :

[1] Les disques font environ cent unités astronomiques (UA - la distance moyenne entre la Terre et le Soleil, ou 149,6 millions de kilomètres) de large, mais les étoiles sont à plus de 200 années-lumière (une année-lumière, c'est 200.000 UA). Résoudre des structures à des échelles de 1 UA dans ces systèmes correspond à lire la plaque minéralogique sur une voiture à une distance de 2.000 kilomètres - approximativement la distance de Stockholm à Lisbonne.

2] CRIRES, le spectrographe proche infrarouge attaché au VLT de l'ESO est alimenté du télescope par un module d'optique adaptatif qui corrige l'effet de flou de l'atmosphère et rend ainsi possible d'avoir une fente très étroite avec une dispersion spectrale élevée : la largeur de fente est de 0,2 seconde d'arc et la résolution spectrale est de 100.000. En utilisant la spectro-astrométrie, une résolution spatiale finale meilleure que 1 milli-seconde d'arc est réalisée.

[3] Le coeur de la technique d'imagerie spectro-astrométrique se fonde sur la capacité de CRIRES d'être placé très précisément sur le ciel, tout en maintenant la capacité de propager la lumière dans un spectre de sorte que des différences de longueur d'onde de 1 pour 100 000 puissent être détectées. Plus précisément, les astronomes mesurent le centroïde dans la direction spatiale d'une ligne d'émission spectralement résolue : en fait, les astronomes prennent une ligne d'émission nette - une empreinte digitale claire d'une molécule dans le gaz - et emploient les données de plusieurs positions de fente pour identifier les sources des lignes d'émission particulières, et par conséquent pour tracer la distribution du gaz avec une précision beaucoup plus grande que ce qui peut être réalisé par l'imagerie pure et simple. Les astronomes ont obtenu des spectres des disques centrés aux longueurs d'onde de 4,715 microns à 6 angles de position différents.

[4] Alain Smette est le scientifique de l'instrument CRIRES.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-27-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

J. V. Scotti (Spacewatch, Kitt Peak) a retrouvé le 05 Septembre 2008 la comète P/2001 X1 (Scotti), initialement découverte par J. V. Scotti (Lunar and Planetary Laboratory) le 14 Décembre 2001.

La comète P/2008 R2 (Scotti) a également été retrouvée par la suite sur des images datant du 13 Septembre 2007 et du 08 Octobre 2007 dans le cadre du Mt. Lemmon survey.

Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie le 07 Février 2009 à une distance de 2,5 UA du Soleil, et une période de 7,34 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R30.html (MPEC 2008-R30)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2001 X1 = P/2008 R2 (Scotti) a reçu la dénomination définitive de 202P/Scotti en tant que 202ème comète périodique numérotée.

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0202P.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

La sonde cométaire Rosetta de l'ESA a survolé hier soir le petit astéroïde Steins, représentant d'une catégorie rare d'astres du Système solaire, et collecté une multitude d'informations sur ce membre de la ceinture principale d'astéroïdes.

Hier soir à 20h58 heure de Paris (18h58 temps universel), le chasseur de comète de l'ESA, Rosetta, s'est approché à 800 kilomètres de l'astéroïde 2867 Steins, premier véritable objectif scientifique de cette mission de 11 ans et demie qui vise, au bout de son périple, à explorer le noyau de la comète 67P/Churuymov-Gerasimenko.

Le succès de ce vol rapproché a été confirmé à 22h14 heure de Paris, lorsque l'équipe de contrôle au sol de l'ESA, basée au Centre européen d'Opérations spatiales (ESOC) à Darmstadt (Allemagne), a reçu les premières données de télémesure envoyées par la sonde. La liaison de communication avec Rosetta était interrompue pendant toute la durée du survol de l'astéroïde, son antenne ne pouvant rester pointée vers la Terre. Le signal radio émis par la sonde à 2,41 Unités astronomiques (soit 360 millions de kilomètres) de notre planète a mis 20 minutes pour parvenir jusqu'à nous.

Steins est un petit astéroïde à la forme irrégulière de seulement 4,6 kilomètres de diamètre. Il appartient à la classe rare des astéroïdes de type E, qui n'ont encore jamais fait l'objet d'observations directes par un véhicule spatial interplanétaire. Ces astéroïdes, à la taille et à l'orbite relativement limitées, se trouvent pour la plupart dans la région interne de la ceinture principale d'astéroïdes, située entre Mars et Jupiter. On suppose que ce sont des fragments du manteau d'astéroïdes plus gros détruits tôt dans l'histoire du Système solaire et qu'ils se composent essentiellement de minéraux silicatés avec une teneur en fer faible ou nulle.

Les données acquises hier soir par Rosetta, qui seront analysées au cours des prochains jours et des semaines à venir, dévoileront enfin la véritable nature de Steins.

En étudiant de petits astres tels que les astéroïdes, Rosetta devrait apporter un nouveau regard sur les premiers temps de l'histoire du Système solaire. Elle permettra une meilleure compréhension des origines et de l'évolution des planètes et une interprétation plus précise des données sur les astéroïdes recueillies par les instruments au sol.

Sous l'oeil de Rosetta

Il ne s'agit pas de la première observation de Steins par Rosetta. Voilà plus de deux ans, en mars 2006, la caméra Osiris embarquée sur la sonde avait étudié les variations de luminosité de cet astéroïde en rotation évoluant à 159 millions de kilomètres de là (un peu plus de la distance qui sépare la Terre du Soleil) et permis de déterminer que le petit astéroïde tournait sur lui-même en six heures environ.

Osiris a de nouveau été pointé vers Steins le 4 août, avec les deux autres caméras de navigation à bord de la sonde, afin d'observer l'astéroïde jusqu'au 4 septembre et d'offrir à Rosetta une assistance de navigation par moyens optiques -une première pour les manoeuvres d'un véhicule spatial de l'ESA. La plupart des instruments de l'orbiteur Rosetta ainsi que le magnétomètre de l'atterrisseur Philae ont été allumés quelques jours avant cette rencontre en vue d'acquérir sur l'astéroïde des données scientifiques de plus en plus précises à mesure que la sonde se rapprochait de sa cible.

Les instruments performants de Rosetta ont commencé par étudier le mouvement orbital, la rotation, la forme et la densité de l'astéroïde. À l'approche de Steins, la sonde a étendu son champ d'investigation à l'examen des propriétés et caractéristiques de la surface de l'astre ainsi qu'à l'analyse de la composition chimique et minéralogique des terrains, de leur âge relatif et des effets du vent solaire à leur surface.

Rosetta est passée au plus près de Steins à une vitesse relative de 8,6 km/s. Afin de garder ses instruments braqués sur le petit astéroïde, la sonde a dû effectuer une man½uvre de rotation rapide et très complexe, qui avait fait l'objet d'une répétition concluante en mars dernier.

Une analyse préliminaire des premières données recueillies lors du survol a été présentée à la presse aujourd'hui à 12h00 heure de Paris à l'ESOC.

Vers Steins et au-delà

"Malgré sa petite taille, Steins doit permettre de grandes avancées scientifiques", affirme David Southwood, Directeur Science et Exploration robotique de l'ESA. "En apprenant à mieux connaître les différents types d'astéroïdes, nous cernerons mieux nos lointaines origines. Il arrive par ailleurs que ces astres vagabonds du Système solaire s'échappent de la ceinture d'astéroïdes et représentent une menace pour la Terre. Mieux nous les connaîtrons, mieux nous serons à même d'atténuer les risques que certains pourraient représenter à l'avenir. "

"Les performances de Rosetta restent excellentes", ajoute D. Southwood. "Garder une si petite cible en vue nécessitait une manoeuvre complexe, mais la sonde s'en est sortie brillamment. Nous sommes désormais d'autant plus convaincus de sa capacité à accomplir la difficile tâche qui l'attend lorsqu'elle aura atteint la comète Churyomov-Gerasimenko."

La sonde poursuivra ses observations scientifiques de Steins jusqu'au 10 septembre.

Depuis son lancement par une Ariane-5, le 2 mars 2004, Rosetta a déjà parcouru quelque 3 700 millions de kilomètres, en effectuant deux manoeuvres d'assistance gravitationnelle par survol de la Terre et une par survol de Mars. Une fois arrivée au point le plus distant du Soleil de son orbite actuelle, le 17 décembre prochain, la sonde repartira en direction de la Terre afin de profiter une dernière fois, le 13 novembre 2009, de l'assistance gravitationnelle de notre planète, qui lui apportera l'élan final pour parvenir à destination.

Le 10 juillet 2010, Rosetta doit également survoler au passage un astre bien plus gros, l'astéroïde 21 Lutetia, avant d'atteindre la comète 67P/Churyomov-Gerasimenko à la mi-2014 à l'issue d'un voyage d'environ 6 500 millions de kilomètres.

Communiqué de presse de l'ESA N°37-2008 http://www.esa.int/esaCP/Pr_37_2008_p_FR.html

http://www.esa.int/esaCP/SEMNMYO4KKF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Cassini a détecté un faible anneau partiel orbitant une petite lune de Saturne, et a confirmé la présence d'un autre anneau partiel orbitant une seconde lune. C'est une preuve supplémentaire que la plupart des petites lunes intérieures de la planète orbitent dans des anneaux partiels ou complets.

Les images récentes de Cassini montrent le matériel, appelé arcs d'anneau, se prolongeant devant et derrière les petites lunes Anthe et Methone dans leurs orbites. Les nouveaux résultats indiquent que l'influence gravitationnelle des lunes voisines sur les particules d'anneau pourrait être le facteur décisif dans la formation d'un arc ou d'un anneau complet.

Anthe et Methone satellisent Saturne dans des endroits, appelés résonances, où la pesanteur de la plus grande lune voisine Mimas perturbe leurs orbites. Les résonances gravitationnelles sont également responsables de plusieurs des structures dans les magnifiques anneaux de Saturne. Mimas fournit une régulière attraction gravitationnelle sur chaque lune, qui fait sauter les lunes en avant et vers l'arrière dans une région en forme d'arc le long de leurs chemins orbitaux, selon Nick Cooper, un associé à l'équipe d'imagerie de Cassini de Queen Mary, Université de Londres. "Quand nous nous sommes rendus compte que les arcs de l'anneau d'Anthe et de Methone étaient très semblables en apparence à la région dans laquelle les lunes basculent en avant et en arrière dans leurs orbites en raison de leur résonance avec Mimas, nous savions que nous avions un rapport possible de cause et d'effet", commente Cooper.

Les scientifiques croient que les faibles arcs d'anneau d'Anthe et de Methone se composent probablement de matériel éjecté de ces petites lunes par des impacts de micrométéoroïdes. Ce matériel ne s'étend pas tout autour de Saturne pour former un anneau complet, en raison de la résonance gravitationnelle avec Mimas. Cette interaction confine le matériel à une région étroite le long des orbites des lunes.

C'est la première détection d'un arc de matériel proche d'Anthe. L'arc de Methone a été précédemment détecté par l'instrument MII (Magnetospheric Imaging Instrument) de Cassini, et les nouvelles images confirment sa présence. Les images précédentes de Cassini montrent les anneaux faibles liés à d'autres petites lunes soit enfouis ou soit près des périphéries du système d'anneau principal de Saturne, telles que Pan, Janus, Epiméthée et Pallene. Cassini avait également observé auparavant un arc dans l'anneau G, un faible anneau important de Saturne.

"C'est probablement le même mécanisme responsable pour la production de l'arc dans l'anneau G", note Matthew Hedman, un associé de l'équipe d'imagerie de Cassini à l'Université de Cornell à Ithaca, N.Y. Matthew Hedman et ses collègues d'équipe d'imagerie ont précédemment déterminé que l'arc de l'anneau G est maintenu par une résonance gravitationnelle avec Mimas, tout comme les nouveaux arcs de la petite lune. "En effet, l'arc d'Anthe peut être semblable aux débris que nous voyons dans l'arc de l'anneau G, où les plus grandes particules sont clairement visibles. On pourrait même spéculer que si Anthe était brisé, ses débris pourraient former une structure tout comme l'anneau G," indique Hedman.

L'analyse additionnelle par les scientifiques indique que, tandis que l'influence de la gravité de Mimas garde les arcs d'Anthe, de Methone et de l'anneau G en place, le matériel qui orbite avec les lunes Pallene, Janus et Epimethée n'est pas sujet à de telles forces résonnantes puissantes et est libre de s'étendre autour de la planète, formant des anneaux complets sans arcs.

Les rapports complexes entre ces derniers arcs d'anneau et les lunes sont juste un des nombreux mécanismes qui existent dans le système de Saturne. Le membre de l'équipe de formation image de Cassini et professeur Karl Murray, aussi de Queen Mary, Université de Londres, ajoute : " Il y a beaucoup d'exemples dans le système de Saturne de lunes créant des structures dans les anneaux et perturbant les orbites d'autres lunes. Comprendre ces interactions et se renseigner sur leurs origines peuvent nous aider à donner un sens à ce que nous voyons dans les images de Cassini."

http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20080905.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Au terme d'une mission de six mois qui s'est parfaitement déroulée, le Jules Verne, premier véhicule de transfert automatique (ATV) de l'Europe a réussi aujourd'hui son désamarrage de la Station spatiale internationale à 23h29 CEST. L'ATV entame ainsi la dernière étape de son voyage dans l'espace qui se terminera par une rentrée destructive contrôlée dans l'atmosphère terrestre le 29 septembre.

Les écoutilles entre l'ISS et l'ATV ont été fermées par l'équipage de la Station le 4 septembre après la préparation de l'ATV pour son désamarrage. Toutes les autres tâches préalables au désamarrage ayant été effectuées, les crochets de verrouillage de l'ATV ont été ouverts et le véhicule logistique automatique européen s'est détaché de la Station et s'en est écarté lentement, sous la poussée d'un dispositif à ressorts. Après avoir dérivé sans propulsion pendant une minute, l'ATV, parvenu à une distance de 3 mètres de la Station, a mis en marche ses petits propulseurs de contrôle d'attitude chargés de fournir la poussée nécessaire pour l'éloigner davantage. Vingt deux minutes après le désamarrage, l'ATV se trouvait à 5 km sous la Station ; à ce moment, ses systèmes automatiques capables de déclencher une man½uvre d'urgence pour éviter une collision avec la Station, dans le cas peu probable où cela aurait été nécessaire, ont été désactivés.

Après cette opération de désamarrage et de départ qui a duré 22 minutes, l'ATV est désormais en période dite de rephasage qui s'étendra sur un peu plus de 23 jours et pendant laquelle des man½uvres abaisseront son orbite pour le ramener sur la même trajectoire que l'ISS, mais à l'arrière de celle-ci et à une altitude inférieure. Cette durée est nécessaire pour effectuer ces man½uvres en optimisant la consommation d'ergols, afin que l'ATV arrive avec précision au point de rentrée dans l'atmosphère, au-dessus d'une région totalement inhabitée du Pacifique sud, de façon à être visible de l'ISS et de deux avions d'observation spécialement équipés qui seront sur zone pour surveiller la région.

Cette première mission de l'ATV, lancée le 9 mars, a été un véritable succès. Elle a débuté par une phase de test en orbite parfaitement exécutée avant l'amarrage, suivie par la livraison de fournitures logistiques attendues par la Station spatiale, puis par l'exécution de quatre rehaussements de l'orbite de l'ISS pour contrer la traînée atmosphérique résiduelle; le 27 août, l'ATV a également procédé à une man½uvre destinée à éviter une collision entre l'ISS et des fragments d'un ancien satellite arrivant à proximité de la Station. L'ATV embarque actuellement des déchets et des équipements devenus inutiles à bord de l'ISS. L'ATV a fait une démonstration parfaite de toutes ses capacités, dépassant même les attentes.

"Le comportement de l'ATV illustre avec éclat les avancées de la technologie spatiale européenne et démontre la richesse des compétences de l'industrie européenne", explique Simonetta Di Pippo, Directeur des Vols habités à l'ESA. "Cette mission augure bien non seulement des futures missions de l'ATV vers la Station spatiale internationale mais aussi de l'évolution de ce type de technologie qui pourrait à terme conférer à l'Europe son autonomie en matière de retour de fret et à ses astronautes leur indépendance pour accéder à l'espace."

Au Centre de contrôle de l'ATV (ATV-CC), installé dans les locaux du CNES, l'Agence spatiale française, à Toulouse, l'équipe conjointe ASE/CNES a été très occupée ces derniers jours : avant le désamarrage, il convenait de tester les liaisons de communication avec le véhicule spatial, d'actualiser les paramètres des systèmes de l'ATV et de définir le profil orbital de l'ATV pour son retour dans l'atmosphère terrestre ; l'ATV-CC a également été chargé d'activer tous les systèmes primaires et de secours de l'ATV concernés par la phase de rentrée et de donner l'ordre de désamarrage.

Hervé Côme, Directeur de la mission ATV Jules Verne de l'ESA, précise : "Bien que notre emploi du temps ait été très chargé au Centre de contrôle de l'ATV, je ne pouvais pas rêver d'un meilleur déroulement de la mission. Tous les systèmes se sont comportés de manière exceptionnelle pendant la totalité de la mission et continuent à fonctionner parfaitement, ce qui nous a permis de prolonger les opérations d'un mois. Je voudrais remercier l'ensemble du personnel de l'ATV-CC et tous ceux qui ont fait de cette mission un véritable succès. Dans un peu plus de trois semaines, nous commencerons à préparer la mission ATV 2 prévue pour 2010".

L'équipage de l'ISS a passé les derniers jours qui ont précédé le désamarrage à faire les derniers préparatifs, notamment à transférer de l'ATV vers la Station les équipements nécessaires à cette dernière, à charger dans l'ATV les déchets de la Station ainsi qu'à configurer et à tester les équipements de communication entre l'ISS et l'ATV en vue des opérations de départ. L'équipage de l'ISS va maintenant préparer l'arrivée du prochain véhicule logistique, le Progress 30P russe, attendu le 12 septembre.

Communiqué de presse de l'ESA N°36-2008 http://www.esa.int/esaCP/Pr_36_2008_p_FR.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes ont découvert un objet curieux au-delà de Neptune dont l'orbite étonnante pourrait mener à une explication de l'origine des comètes. Cet objet transneptunien, actuellement baptisé 2008 KV42, suit une orbite inversée autour du Soleil, presque perpendiculaire à l'écliptique avec une inclinaison de 104°. Cette orbite bizarre suggère que 2008 KV42 aurait pu être attiré au sein de notre système solaire depuis le réservoir de comètes, bien au-delà de Neptune, appelé le nuage de Oort. Les comètes proviennent du nuage de Oort, ainsi cette découverte pourrait finalement nous indiquer comment ils passent du nuage pour devenir des objets analogues à la comète de Halley.

Les orbites des objets transneptuniens nous donnent des indices importants sur la formation et l'évolution du système solaire externe. Les découvertes de nouvelles classes d'objets ont déjà fourni des informations sur l'histoire ancienne de notre système solaire et ont remis en question certaines théories reçues. La découverte de 2008 KV42, le premier objet connu de cette région ayant une orbite rétrograde (en sens inverse), nous promet un renouvellement des théories. Selon J.-M. Petit, Directeur de Recherche CNRS à l'Observatoire de Besançon/Institut UTINAM : « depuis un certain temps, nous cherchions des objets transneptuniens à forte inclinaison, mais nous ne nous attendions pas à en découvrir un avec une orbite rétrograde ». Il poursuit « plusieurs théories de la formation des confins du système solaire ont suggéré l'existence de ces objets, mais il est très difficile de les observer. »

Cette difficulté s'explique partiellement par leur rareté. Bien que les astronomes aient exploré une grande partie de la moitié nord du ciel, à la recherche d'objets brillants de ce type, ils n'en ont trouvé qu'un seul qui pourrait appartenir à la même classe, 2002 XU93, découvert il y a six ans lors du grand relevé écliptique profond (DES), qui présente une orbite inclinée de 77°.

Une des grande frustrations des chercheurs qui étudient le système solaire au-delà de Neptune est la difficulté de déterminer de quelles régions proviennent les différents types de comètes. La découverte d'objets qui feraient le lien entre les sources (différentes parties du nuage de Oort, ceinture de Kuiper) et la population des comètes observées éclairerait fortement notre compréhension de la formation du système solaire externe.

La découverte a été réalisée à l'aide du télescope Canada-France-Hawaii à Hawaii et a été suivie d'observations de confirmation avec le télescope MMT en Arizona, l'observatoire inter-américain de Cerro Tololo (CTIO) de quatre mètres au Chili et le télescope Gemini Sud également au Chili, un télescope de l'observatoire canadien Gemini. L'équipe des découvreurs était composée de Canadiens, de Français et d'Américains.

« Un accès rapide aux télescopes MMT et Gemini Sud, grâce à l'appui généreux d'observateurs au MMT et du Directeur canadien de Gemini Sud, Jean-René Roy, a été très important. En raison de son orbite inhabituelle, l'objet aurait été perdu sans la contribution cruciale de ces grands télescopes » déclarait Brett Gladman, professeur d'astronomie et titulaire d'une chaire de recherche du Canada à l'Université de la Colombie-Britannique.

L'équipe des découvreurs prévoit actuellement des observations de suivi pour 2008 KV42, afin de déterminer son orbite avec une plus grande précision. Elle pourra alors démarrer le travail fascinant de l'interprétation des informations « paléontologiques » que constitue l'orbite de cet astre trans-neptunien exceptionnel.

CONTEXTE

La découverte de 2008 KV42 a été annoncée à la dixième réunion triennale « Astéroïdes, Comètes, Météores » à Baltimore et par la circulaire électronique sur les planètes mineures 2008-O02, le 16 juillet, et la circulaire électronique 8960 de l'Union Astronomique Internationale, le 18 juillet. Les observations récentes obtenues avec le Télescope Canada-France-Hawaii ont permis d'améliorer notre connaissance de l'orbite, confirmant que 2008 KV42 pourrait être un chaînon possible entre le nuage de Oort interne et les comètes du type Halley.

Le demi-grand axe de 2008 KV42 mesure 46 ± 5 UA, l'objet a été découvert alors qu'il était à 32 UA, et son périhélie (sa distance la plus proche du Soleil) correspond grossièrement au rayon de l'orbite d'Uranus.

Des renseignements complémentaires sur le projet de relevé du plan écliptique Canada-France (CFEPS) et son équipe, ainsi que des détails supplémentaires sur 2008 KV42 sont disponible sur le site : www.cfeps.net.

Source UTINAM/CNRS http://www.utinam.cnrs.fr/Une-equipe-internationale-d

http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2008/mr-08-117.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Gordon J. Garradd a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 02 Septembre 2008, dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, P. Camilleri, G. Sostero, et E. Guido (Grove Creek Observatory, Trunkey) et C. Jacques, E. Pimentel (CEAMIG-REA Observatory, Belo Horizonte) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Avec cette nouvelle découverte, Gordon Garradd compte désormais 12 comètes à son actif . Les Grands Chasseurs de Comètes

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 R1 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 08 Novembre 2008 à une distance de 1,7 UA du Soleil. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08R22.html (MPEC 2008-R22)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 25 Juillet 2008 à une distance de 1,8 UA, et qu'il s'agit d'une comète périodique, avec une période de 4,5 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08S46.html (MPEC 2008-S46)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008R1.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

L'instrument WFI (Wide Field Imager) de l'ESO a capturé les remous complexes de la galaxie en spirale Messier 83, un plus petit sosie de notre propre Voie lactée. Brillant avec la lumière des milliards d'étoiles et l'éclat rouge rubis du gaz d'hydrogène, c'est un bel exemple d'une galaxie spirale barrée, dont la forme a conduit à la surnommer le Pinwheel austral.

Cette image spectaculaire de la galaxie Messier 83 a été capturée par l'instrument Wide Field Imager à l'Observatoire de l'ESO à La Silla, situé en hauteur dans les montagnes désertiques du désert chilien d'Atacama. Messier 83 est à approximativement 15 millions d'années-lumière vers l'énorme constellation australe de l'Hydre (le serpent de mer). Elle s'étend sur plus de 40.000 années-lumière, faisant qu'elle est approximativement 2,5 fois plus petite que notre propre Voie lactée. Cependant, à certains égards, Messier 83 est tout à fait semblable à notre propre galaxie. La Voie lactée et Messier 83 possèdent une barre à travers leur noyau galactique, la dense conglomération sphérique d'étoiles vue au centre des galaxies.

Cette image très détaillée montre les bras en spirale de Messier 83 ornés par d'innombrables touches brillantes de lumière rouge rubis. Ce sont en fait d'énormes nuages de gaz d'hydrogène rougeoyant. Le rayonnement ultraviolet des étoiles massives nouvellement nées ionise le gaz dans ces nuages, faisant rougeoyer les grandes régions d'hydrogène. Ces régions de formation d'étoiles sont nettement contrastées dans cettr image en regard de la lueur éthérée des étoiles jaunes plus anciennes près du bulbe centrale de la galaxie. L'image montre également le délicat réseau de flots sinueux de poussières noires se faufilant tout le long des bras de la galaxie.

Messier 83 a été découverte par l'astronome français Nicolas Louis de Lacaille au milieu du 18ème siècle. Des décennies plus tard elle a été répertoriée dans le célèbre catalogue d'objets du ciel profond compilé par un autre astronome français et célèbre chasseur de comètes, Charles Messier. Les observations récentes de cette galaxie énigmatique dans la lumière ultraviolette et les ondes radio ont montré que même ses régions désolées externes (plus loin que celles vues dans cette image) sont peuplées d'étoiles nouvellement nées. Les observations de rayons X du coeur de Messier 83 ont montré que son centre est une ruche de formation d'étoiles vigoureuse, maintenue profondément dans un nuage de gaz surchauffé, avec des températures de 7 millions de degrés Celsius. Messier 83 est également l'une des productrices les plus prolifiques de supernovae, c.-à-d., des étoiles qui éclatent : c'est l'une des deux galaxies qui ont eu 6 supernovae dans les 100 dernières années. Une de ces dernières, SN 1957D était observable pendant 30 années !

L'intrument Wide Field Imager (WFI) est un appareil-photo astronomique spécialisé fixé au télescope Max-Planck Society/ESO de 2.2 mètres, situé à l'Observatoire de La Silla au Chili. Situé à presque 2.400 m au-dessus du niveau de la mer, au somment des montagnes du désert d'Atacama, La Silla bénéficie de certains des cieux les plus limpides et les plus foncés de toute la planète, en faisant un emplacement idéalement adapté pour étudier les profondeurs les plus lointaines de l'Univers.

Pour faire cette image, le WFI a regardé fixement M83 pendant approximativement 100 minutes à travers une série de filtres spécialisés, permettant aux détails faibles de la galaxie de se révéler. Les étoiles plus lumineuses au premier plan sont des étoiles dans notre propre galaxie, tandis que derrière M83 l'obscurité est parsemée de vagues traces de galaxies éloignées.

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-25-08.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La salle de commande du vaisseau spatial de Rosetta est animée à l'avance alors que Rosetta se rapproche de l'astéroïde 2867 Steins. La chronologie du survol inclut une série d'événements critiques, le point cuminant étant l'approche au plus près - prévue à 20h58 CEST (18h58 UTC) le 05 Septembre 2008.

Au moment de l'approche au plus près, Rosetta devrait être à 800 kilomètres de l'astéroïde, passant auprès à une vitesse de 8,6 km/s par rapport à Steins. Rosetta et Steins seront illuminés par le Soleil, présentant une excellente opportunité d'observations scientifiques.

Entre 40 et 20 minutes avant l'approche au plus près, Rosetta sera basculé et le vaisseau spatial sera commuté vers un mode de survol de l'astéroïde spécialement conçu, une configuration optimale qui soutient l'observation intensive et la poursuite d'activité des instruments à bord.

Bien que la plupart des observations scientifiques aient lieu dans les quelques heures autour de l'approche au plus près, plusieurs instruments seront allumés pendant un plus long moment autour de l'événement.

L'antenne d'espace lointain de l'ESA (DSA 2) à Cebreros, en Espagne, sera utilisée pour des communications avec Rosetta dans les deux jours précédents l'approche au plus près. Quand le vaisseau spatial n'est pas visible depuis Cebreros ou de Nex Norcia, les stations au sol du DSN (Deep Space Network) de la NASA à Goldstone, Canberra et Madrid apporteront leur aide pour le suivi et pour les opérations scientifiques.

Vers l'approche au plus près, Rosetta sera à 2.41 unités astronomiques, ou environ 360 millions de kilomètres, de la Terre. Les signaux par radio envoyés vers et du vaisseau spatial mettront 20 minutes pour effectuer le trajet.

Chronologie des événements

Note : Tous les moments d'événement sont énoncés dans le temps au sol CEST. 

A l'occasion du survol de l'astéroïde Steins par Rosetta, l'ESA met en place un nouveau blog qui sera mis à jour pendant tout le survol de Steins avec les nouvelles et informations en direct du Centre d'Opérations Spatial Européen : http://webservices.esa.int/blog/blog/5/

http://www.esa.int/esaSC/SEMUUBO4KKF_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie