Sources ou Documentations non francophones

Sources ou Documentations en langue française

La découverte suggère que notre galaxie peut grouiller de planètes potentiellement habitables.

Une équipe de chasseurs de planètes conduite par des astronomes de l'Université de Californie, à Santa Cruz, et de la Carnegie Institution de Washington a annoncé la découverte d'une planète de type Terre, de trois fois la masse de la Terre, satellisant une étoile voisine à une distance qui la place carrément au milieu de la "zone habitable" de l'étoile, là où l'eau liquide pourrait exister sur la surface de la planète. Si cela est confirmé, ce serait l'exoplanète ressemblant le plus à la Terre découverte à ce jour et le premier cas convaincant pour une potentiellement habitable.

Crédit : Zina Deretsky, National Science Foundation

Pour les astronomes, une planète « potentiellement habitable » est une qui pourrait rendre la vie possible, pas nécessairement une que les humains considéreraient comme un endroit agréable à vivre. L'habitabilité dépend de nombreux facteurs, mais l'eau liquide et une atmosphère sont parmi les plus importants.

« Nos résultats offrent un cas très convaincant pour une planète potentiellement habitable, » commente Steven Vogt, professeur d'astronomie et d'astrophysique à l'UC Santa Cruz. « Le fait que nous avons pu détecter cette planète aussi rapidement et si près nous indique que les planètes comme celle-ci doivent vraiment être communes. »

Les résultats sont basés sur 11 ans d'observations à l'Observatoire W.M. Keck à Hawaï. « Les techniques avancées combinées avec les télescopes au sol à l'ancienne continuent de mener la révolution d'exoplanète, » ajoute Paul Butler (Carnegie Institution). « Notre capacité à trouver des mondes potentiellement habitables est maintenant seulement limitée par notre temps de télescope. »

Vogt et Butler mènent l'étude Lick-Carnegie Exoplanet Survey. Les nouveaux résultats de l'équipe sont rapportés dans un papier à paraître dans Astrophysical Journal et posté en ligne chez arXiv.org. Les co-auteurs incluent le chercheur Eugenio Rivera de l'UC Santa Cruz ; l'astronome associé Nader Haghighipour de l'Université d'Hawaï-Manoa ; et les chercheurs Gregory Henry et Michael Williamson de l'Université d'Etat du Tennessee.

Le papier rapporte la découverte de deux nouvelles planètes autour de l'étoile naine rouge voisine Gliese 581. Ceci porte le nombre total de planètes connues autour de cette étoile à six, le plus découvert à ce jour dans un système planétaire autre que notre propre Système solaire. Comme notre Système solaire, les planètes autour de Gliese 581 ont des orbites presque circulaires.

La plus intéressante des deux nouvelles planètes est Gliese 581g, avec une masse de trois à quatre fois celle de la Terre et une période orbitale de juste au-dessous de 37 jours. Sa masse indique que c'est probablement une planète rocheuse avec une surface définie et qu'elle a assez de pesanteur pour maintenir une atmosphère, selon Vogt.

Gliese 581, située à 20 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Balance, a une histoire légèrement en dents de scie de revendication de planète habitable. Deux planètes précédemment détectées dans le système se trouvent aux bords de la zone habitable, une du côté chaud (planète c) et une du côté froid (planète d). Bien que quelques astronomes pensent toujours que la planète d peut être habitable si elle a une atmosphère épaisse avec un fort effet de serre pour la réchauffer, d'autres sont sceptiques. La planète nouvellement découverte g, cependant, se trouve bien au milieu de la zone habitable.

« Nous avions des planètes des deux côtés de la zone habitable -- une trop chaude et une trop froide -- et maintenant nous en avons une juste exactement au milieu, » commente Vogt.

La planète est verrouillée par effet de marée sur l'étoile, signifiant qu'un côté fait toujours face à l'étoile et se dore dans un jour perpétuel, alors que la face opposée à l'étoile est dans l'obscurité perpétuelle. Un effet de ceci est de stabiliser les climats de surface de la planète, selon Vogt. La zone la plus habitable sur la surface de la planète serait la ligne entre l'ombre et la lumière (connue sous le nom de « terminateur »), avec des températures de surface diminuant vers le côté nuit et augmentant vers le côté éclairé.

« Toutes les formes de vie naissantes auraient un large éventail de choix de climats stables et pour évoluer autour, selon leur longitude, » Vogt a dit.

Les chercheurs estiment que la température moyenne de surface de la planète est entre - 31 à -12 degrés Celsius. Les températures réelles s'étendraient du chaud accablant sur la face tournée vers l'étoile au froid de congélation du côté nuit.

Si Gliese 581g a une composition rocheuse semblable à celle de la Terre, son diamètre serait d'environ 1.2 à 1.4 fois celui de la Terre. La pesanteur à la surface serait à peu près identique ou légèrement plus élevée que celle de la Terre, de sorte qu'une personne pourrait facilement marcher debout sur la planète, a indiqué Vogt.

Les nouveaux résultats sont basés sur 11 ans d'observations de Gliese 581 en utilisant le spectromètre HIRES (conçu par Vogt) sur le télescope Keck I à l'Observatoire W.M. Keck à Hawaï. Le spectromètre permet des mesures précises de la vitesse radiale d'une étoile (son mouvement le long du champ de vision de la Terre), qui peuvent révéler la présence de planètes. L'attraction gravitationnelle d'une planète orbitant provoque des changements périodiques dans la vitesse radiale de l'étoile hôte. Les planètes multiples induisent des oscillations complexes dans le mouvement de l'étoile, et les astronomes utilisent des analyses sophistiquées pour détecter des planètes et déterminer leurs orbites et masses.

« Il est vraiment difficile de détecter une planète comme ceci, » note Vogt. « Chaque fois que nous mesurons la vitesse radiale, c'est une soirée sur le télescope, et il a fallut plus de 200 observations avec une précision d'environ 1.6 mètre par seconde pour détecter cette planète. »

Pour obtenir beaucoup de mesures de vitesse radiale (238 au total), l'équipe de Vogt a combiné leurs observations HIRES avec des données publiées d'un autre groupe mené par l'Observatoire de Genève (HARPS, the High Accuracy Radial velocity Planetary Search project).

En plus des observations de vitesse radiale, les co-auteurs Henry et Williamson ont fait des mesures précises de luminosité nuit par nuit de l'étoile avec un des télescopes robotisés de l'Université d'Etat du Tennessee. « Nos mesures de luminosité vérifient que les variations de vitesse radiale sont provoquées par la nouvelle planète orbitant et pas par n'importe quel processus dans l'étoile elle-même, » commente Henry.

Les chercheurs ont également exploré les implications de cette découverte en ce qui concerne le nombre d'étoiles qui sont susceptibles d'avoir au moins une planète potentiellement habitable. Etant donné le nombre relativement petit d'étoiles qui ont été soigneusement surveillées par les chasseurs de planètes, cette découverte est venue étonnamment tôt.

« Si celles-ci sont rares, nous ne devrions pas en avoir trouvé une si rapidement et aussi proche, » note Vogt. « Le nombre de systèmes avec des planètes potentiellement habitables est probablement de l'ordre de 10 ou 20 pour cent, et quand vous multipliez ceci par les centaines de milliards d'étoiles de la Voie lactée, c'est un grand nombre. Il pourrait y avoir des dizaines de milliards de ces systèmes dans notre galaxie. »

http://news.ucsc.edu/2010/09/planet.html

http://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=117765

The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A 3.1 M_Earth Planet in the Habitable Zone of the Nearby M3V Star Gliese 581 [Authors: Steven S. Vogt, R. Paul Butler, Eugenio J. Rivera, Nader Haghighipour, Gregory W. Henry, Michael H. Williamson]

The extrasolar planet GL 581 d: A potentially habitable planet? [Authors: P. von Paris, S. Gebauer, M. Godolt, J.L. Grenfell, P. Hedelt, D. Kitzmann, A.B.C. Patzer, H. Rauer, B. Stracke]

http://news.sciencemag.org/sciencenow/2010/09/astronomers-find-most-earth-like.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde d'une magnitude proche de 17,5 , découvert le 21 Septembre 2010 par le télescope de surveillance LINEAR, a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 S1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 09 Mai 2013 à une distance d'environ 4,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10S41.html (MPEC 2010-S41)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 20 Mai 2013 à une distance d'environ 5,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11A08.html (MPEC 2011-A08)

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=CK10S010

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'émission de lumière diffuse dans l'infra-rouge moyen par les coeurs denses des nuages a été cherchée systématiquement dans la Galaxie. Cette émission, baptisée ''brillance de coeur'' (coreshine en anglais) a été détectée dans près de 50% des 110 objets examinés lors de cette recherche. C'est donc un effet très répandu et qui se confirme être un nouvel outil d'étude des coeurs préstellaires, là où les futures étoiles et planètes se formeront, ainsi que de l'environnement des protoétoiles elles-mêmes.

Après avoir démontré l'existence de grains de poussière de taille micrométrique dans le nuage interstellaire baptisé L183 (voir la nouvelle de décembre 2009 ainsi que celle de février 2007), l'équipe internationale animée par un chercheur de l'Observatoire de Paris qui a révélé cet effet, publie un nouvel article dans lequel un recensement systématique de la présence de lumière diffuse dans l'infra-rouge moyen dans les nuages sombres a été effectué. A partir des données d'archive du satellite Spitzer, ils ont examiné 110 coeurs de nuages et la moitié de ces coeuront révélé cette ''brillance de coeur'' (Fig.1). L'effet est donc très répandu, d'autant que les cas négatifs sont en partie dus à des objets pour lesquels aucun coeur n'était visible et à des objets dans le plan galactique pour lesquels la densité très élevée d'étoiles de fond empêche d'observer toute variation de lumière diffuse. Cet effet est vu dans toutes les phases de la formation stellaire des étoiles de faible masse, comme le montrent les différents objets de la Fig.1 qui vont du coeur préstellaire simple au coeur contenant une protoétoile très jeune (dite de classe 0) ou déjà plus évoluée (classe 1), avec ou sans jet bipolaire.

La croissance des grains étant un phénomène relativement lent, la présence ou l'absence de gros grains dans les nuages est donc un moyen d'évaluer leur âge. En regardant la distribution dans la galaxie des objets avec ou sans brillance de coeur (fig.2) on voit donc que dans toutes les grandes régions les deux types d'objets sont présents, indiquant par là que tous les nuages de ces grands complexes tels que le Taureau ou Rho Oph ne sont pas homogènes et ne se sont pas formés en même temps. Une région intéressante est celle du Voile (lettre G dans la Fig.2), pour laquelle tous les résultats sont négatifs. Une explication plausible est que cette région, étant riche en supernovae, a perdu tous ses gros grains suite à l'explosion récente d'une telle supernova, il y a environ 1 million d'années. En effet, ces étoiles qui explosent, provoquent d'immenses ondes de choc dont une des caractéristiques est de pouvoir casser les grains de poussière en petits fragments à leur passage. Ces grains une fois cassés, n'ont pas encore eu le temps de grossir à nouveau.

Référence

The Ubiquity of Micrometer-Sized Dust Grains in the Dense Interstellar Medium
Pagani L., Steinacker J., Bacmann A., Stutz A., Henning T.: 2010, Science (n° du 24/9/2010)

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/sep10/dust.fr.shtml

http://www.mpia.de/Public/menu_q2e.php?Aktuelles/PR/2010/PR100923/PR_100923_en.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image prise avec la puissante caméra HAWK-I, installée sur le VLT de l'ESO à l'Observatoire Paranal au Chili, révèle la magnifique galaxie spirale barrée NGC 1365 dans l'infrarouge. NGC 1365 appartient à l'amas de galaxies du fourneau et se trouve à 60 millions d'années-lumière de la Terre.

NGC 1365 est une des galaxies spirales barrées les plus connues et les plus étudiées. Elle est parfois surnommée la Grande Galaxie Spirale Barrée à cause de sa forme d'une perfection frappante, avec une barre droite et deux bras spiraux extérieurs très marqués. Il y a également une seconde structure spirale plus proche du centre et l'ensemble de la galaxie est  orné de délicates bandes de poussière.

Cette galaxie est un excellent laboratoire pour les astronomes qui étudient la formation et l'évolution des galaxies spirales barrées. Les nouvelles images infrarouges prises avec la caméra HAWK-I sont beaucoup moins affectées par la poussière qui obscurcit certaines parties de la galaxie que ne le sont les images prises en lumière visible (potw1037a). Elles révèlent ainsi très clairement le rayonnement d'un grand nombre d'étoiles, à la fois dans la barre et dans les bras spiraux. Ces données ont été collectées afin d'aider les astronomes à comprendre le flux complexe de matière dans la galaxie et son impact sur les réservoirs de gaz à partir desquels les étoiles peuvent se former. L'énorme barre perturbe la forme du champ magnétique de la galaxie et cela conduit à des régions où le gaz est compressé et où la formation d'étoiles est enclenchée. De nombreux amas énormes de jeunes étoiles façonnent les principaux bras spiraux et chacun d'eux contient des centaines ou des milliers de jeunes étoiles brillantes âgées de moins de dix millions d'années. Cette galaxie est trop lointaine pour que nous puissions voir des étoiles individuelles sur cette image et la plupart des faibles points qui y sont visibles sont réellement des amas d'étoiles. Dans l'ensemble de la galaxie, les étoiles sont en train de se former à un taux d'environ trois fois la masse de notre Soleil par an.

Alors que la barre de la galaxie est principalement composée de vieilles étoiles bien loin de leur première jeunesse, de nombreuses jeunes étoiles sont nées dans des nurseries stellaires de gaz et de poussière situées dans la structure spirale intérieure, proche du noyau. La barre déverse également le gaz et la poussière gravitationnellement au cœur de la galaxie, là où les astronomes ont trouvé des preuves de la présence d'un trou noir super-massif, bien caché parmi une myriade de nouvelles étoiles extrêmement brillantes.

NGC 1365, avec ses deux gigantesques bras spiraux extérieurs, s'étend sur environ 200 000 années-lumière. Le temps nécessaire pour faire une rotation complète autour du cœur de la galaxie diffère selon ses différentes parties et il faut 350 millions d'années aux parties externes de la barre pour effectuer ce tour. NGC 1365 et les autres galaxies de ce type sont venues sur le devant de la scène ces dernières années avec de nouvelles observations indiquant que la Voie lactée pourrait également être une galaxie spirale barrée. Ce genre de galaxies est assez commun – selon une récente estimation, les deux tiers des galaxies spirales sont barrés et en étudier d'autres peut aider les astronomes à mieux comprendre la nôtre.

Liens

NGC 1365 en lumière visible

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1038/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les jours ne durent pas 24h00... Une équipe franco-russe de géophysiciens et de mathématiciens appliqués conduite par Jean-Louis Le Mouël, physicien à l'Institut de Physique du Globe de Paris (INSU-CNRS, Paris Diderot), vient d'identifier une corrélation forte entre certaines variations de la longueur du jour et l'évolution décennale à multi-décennale de l'activité solaire. Une étude parue récemment dans la revue Geophysical Research Letters de l'American Geophysical Union.

La longueur du jour (en moyenne 86 400 secondes) n'est pas tout à fait constante et varie de quelques millisecondes ou fractions de millisecondes dans une vaste gamme de périodes allant de quelques mois (et moins) à plusieurs siècles (et plus à l'échelle des temps géologiques).

Les variations dont la pseudo-période est de quelques années à quelques dizaines d'années sont en général attribuées à des échanges de moment angulaire entre le manteau (quasi-rigide) et la partie fluide du noyau terrestre, là où est généré le champ magnétique. Les variations saisonnières, avec des périodes de 6 mois, un an et deux ans notamment, sont presque entièrement dues à des variations de la circulation atmosphérique, plus précisément les vents zonaux, c'est-à-dire les vents qui circulent en suivant les parallèles géographiques.

Quelques auteurs, notamment Bourget et al (1992), avaient commencé à mettre en évidence des corrélations entre l'activité solaire et la longueur du jour, et plus récemment, Abarca el Rio et al (2003) et Winkelnkemper (2008) dans sa thèse ont remarqué que l'amplitude de la composante semi-annuelle (de période 6 mois) de la longueur du jour et du moment angulaire de l'atmosphère étaient anti-corrélées avec les variations de même période de la « constante solaire ».

Quel pourrait-donc être le lien entre certaines variations de la longueur du jour, les vents zonaux et l'activité solaire?

Pour tenter de répondre à cette question, Le Mouël et ses collègues ont analysé une série de 48 années (de 1962 à 2009) de mesures journalières de la longueur du jour, fournies par le service international de la rotation de la Terre et des systèmes de référence situé à l'Observatoire de Paris. Ils en ont extrait la composante de période 6 mois et ont mis en évidence de fortes variations de l'amplitude de cette composante, de l'ordre de 30%, qu'ils ont comparé d'une part au nombre de taches solaires (le nombre de Wolf, un indicateur traditionnel de l'activité solaire mesuré depuis plusieurs siècles) et d'autre part au flux de rayon cosmiques galactiques.

Les auteurs mettent en évidence une bonne corrélation entre ces trois paramètres, plus précisément (Figure), ce sont les évolutions des rayons cosmiques et de l'amplitude de la composante semi-annuelle de la longueur du jour qui sont corrélées (coefficient de corrélation de l'ordre de 0,7), et qui sont en phase. La corrélation est améliorée quand on retire à la courbe de la longueur du jour une tendance linéaire, qui pourrait être liée à des phénomènes se produisant dans le noyau. Il est établi par ailleurs que les variations des rayons cosmiques sont en opposition de phase avec les taches solaires et décalées d'environ un an (ceci est attribué au mécanisme de modulation des rayons cosmiques galactiques par le vent solaire et son champ magnétique).

Comment la vitesse de rotation de la Terre peut-elle donc être sensible à la modulation des rayons cosmiques ?

La réponse est dans le système des vents. Ceux qui contribuent le plus aux variations saisonnières du moment angulaire sont les vents de relativement basse altitude, en dessous de 30km. Prise en moyenne sur une année, la différence entre le rayonnement reçu du Soleil et celui qui est réémis par la Terre vers l'extérieur dans les grandes longueur d'onde (infra-rouge) est positif vers l'équateur et négatif au delà de 40° de latitude. Ce gradient en latitude doit être équilibré par un flux d'énergie de l'équateur vers les pôles : ce transport est assuré par les mouvements méridionaux (c'est-à-dire le long des méridiens géographiques) de l'atmosphère, moyennés en longitude, et les tourbillons. Les vents zonaux sont la conséquence de ce transport à cause de la conservation du moment angulaire : en allant vers les pôles on se rapproche de l'axe de rotation de la Terre et les changements de cette distance doivent être compensés par des changements de la vitesse. Les variations saisonnières d'insolation entraînent des variations de même période du transport le long des méridiens et, partant de là, de la moyenne des vents zonaux.

La variation semi-annuelle de la longueur du jour est donc reliée à un trait fondamental du climat : la distribution en latitude et le transport de l'énergie et de la quantité de mouvement dans l'atmosphère. On pense souvent que les variations solaires sont trop faibles pour pouvoir influencer le climat dans la troposphère : elles sont de l'ordre de 1 pour 1000 pour l'irradiance totale (c'est à dire sommée sur toutes les longueurs d'onde). Mais en fait, l'activité solaire peut modifier l'équilibre de la troposphère de manière indirecte. Ainsi, les rayons cosmiques galactiques sont des particules chargées, influencées par l'activité solaire, qui en entrant dans la partie de l'atmosphère où la teneur en vapeur d'eau est suffisante peuvent déclencher ou modifier la condensation des gouttes d'eau liquide ou des particules de glace (un peu comme dans la chambre de Wilson des physiciens des particules). Ceci affecte la micro-physique des nuages, domaine très complexe et encore mal compris. Et quand la couverture nuageuse change, les quantités d'énergie solaire incidente réfléchie, absorbée et transmise vers le sol changent de conserve. Une corrélation entre rayon cosmiques et couverture nuageuse a été observée et une théorie proposée par Svensmark et Friis-Christensen dès les années 90. Une expérience (CLOUD) est en cours au CERN pour en tester la validité : elle devrait très bientôt fournir ses premiers résultats.

Il existe une autre voie par laquelle les nuages peuvent être affectés : l'atmosphère est en effet pénétrée par un courant électrique vertical de quelques nano-Ampère par mètre carré, qui fluctue au gré des courants ionosphériques et donc de l'activité solaire. Ces courants verticaux chargent électriquement les nuages et, là encore, modifient leur état micro-physique. Les deux mécanismes peuvent d'ailleurs co-exister. Ce qui les caractérise, c'est que les variations induites par celles de l'activité solaire se mesurent en dizaines de pour cent et non en partie par millier. C'est là que se niche l'importante amplification du phénomène.

Ainsi, la Terre (et plus précisément le manteau terrestre) dont la rotation est accélérée ou freinée au gré des fluctuations des rayons cosmiques sous l'influence de l'activité solaire par l'intermédiaire des vents zonaux, fournit un magnifique dispositif d'intégration des variations du moment angulaire de l'atmosphère et de la circulation des vents zonaux qu'il est difficile de mesurer directement.

Les auteurs, à la suite d'une série de publications indépendantes allant toutes dans le même sens et de travaux en cours, soulignent l'importance de la modulation de certains paramètres climatiques par l'activité solaire. Si le soleil peut ainsi influencer les vents zonaux, il peut selon les auteurs affecter d'autres facteurs du climat global, comme les oscillations océaniques. La chaîne causale va donc du Soleil aux vents et au climat, par le biais des rayons cosmiques, des courants atmosphériques et des nuages. C'est ce qui conduit l'équipe à penser que le rôle du Soleil dans les variations climatiques des dernières décennies a pu être notablement sous-évalué.

Référence :

"Solar forcing of the semi-annual variation of length-of-day", Le Mouël, J.L., Blanter, E., Shnirman, M., and Courtillot V. 2010, Geophys. Res. Lett, 37, L15307, doi:10.1029/2010GL043185.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a3588,longueur-jour-sous-influence-rayons-cosmiques-soleil.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un objet, découvert le 14 Septembre 2010 par S. Sanchez, J. Nomen, R. Stoss, M. Hurtado, W. K. Y. Yeung, J. Rodriguez (OAM Observatory, La Sagra), a présenté une apparence diffuse, ce qui a été confirmé plus tard par les observations du 16 Septembre. Sur des images prises par l'équipe de La Sagra avant la découverte, le 13 Août, l'apparence diffuse n'est pas aussi évidente. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 R2 (La Sagra) indiquent un passage au périhélie le 25 Juin 2010 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil, et une période de 5,46 ans. La comète P/2010 R2 (La Sagra) semble être ce qu'on appelle une comète de la Ceinture Principale (ou "MBC" pour "Main Belt Comets", en anglais).

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10S11.html (MPEC 2010-S11)

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=PK10R020

http://www.oam.es/comet_P2010R2lasagra.htm

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 surface de la Lune est plus complexe qu'on le pensait et a été bombardée par deux populations distinctes d'astéroïdes ou de comètes dans sa jeunesse, selon trois nouveaux papiers dans l'édition du 17 Septembre de Science qui décrivent les données de Lunar Reconnaissance Orbiter.

Deux des papiers décrivent des données de l'instrument Diviner Lunar Radiometer Experiment de LRO qui révèlent les processus géologiques complexes qui ont façonné la surface lunaire. Les données ont montré des différences de composition invisibles auparavant dans la croûte des montagnes, et a confirmé la présence de matériel anormalement riche en silice dans cinq régions distinctes.

Tous les minerais et roches absorbent et émettent de l'énergie avec des signatures uniques qui révèlent leur identité et les mécanismes de formation. Pour la première fois, l'instrument Diviner fournit aux scientifiques les cartes infrarouges en haute résolution et globales de la Lune, leur permettant de faire une identification définitive des minerais de silicate généralement trouvés dans sa croûte. "Diviner regarde littéralement la Lune dans une toute nouvelle lumière," commente Benjamin Greenhagen du JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA à Pasadena, Californie, auteur principal d'un des papiers de Diviner.

La géologie lunaire peut être approximativement décomposée en deux catégories - les montagnes anorthositiques, riches en calcium et aluminium, et les "Mers" basaltiques, des géants bassins d'impact rempli d'écoulements de lave solidifiés qui sont riches en fer et magnésium. Ces deux roches dans la croûte sont considérées être le résultat direct de la cristallisation du matériel du manteau lunaire, la couche partiellement fondue sous la croûte.

Les observations de Diviner ont confirmé que la plupart des terrains lunaires ont des signatures compatibles aux compositions dans ces deux larges catégories. Mais elles ont également révélé des compositions du sol lunaire avec plus de sodium que celle de la croûte typique d'anorthosite. La nature répandue de ces sols indique qu'il pourrait y avoir eu des variations dans la chimie et le rythme de refroidissement de l'océan de magma qui a formé la première croûte lunaire, ou elles pourraient être le résultat du traitement secondaire de la croûte lunaire initiale.

Plus impressionnant, dans plusieurs endroits autour de la Lune, Diviner a détecté des minerais fortement siliciques tels que du quartz, du feldspath riche en potassium et riche en sodium -- des minerais qui sont seulement associés aux lithologies fortement évoluées, ou des roches qui ont subi un long traitement magmatique. La détection de minerais siliciques à ces endroits est significative, car ils se produisent dans les secteurs précédemment montrés pour exhiber des abondances anormalement élevées de l'élément thorium, une autre procuration pour des lithologies fortement évoluées.

"Les dispositifs siliciques que nous avons trouvés sur la Lune sont fondamentalement différents des plus typiques mers basaltiques et montagnes anorthositiques," commente Timothy Glotch (Stony Brook University, N.Y.), auteur principal du deuxième papier de Diviner. "Le fait que nous voyons cette composition dans de multiples contextes géologiques suggère qu'il a pu y avoir eu des processus multiples produisant ces roches."

Une chose non apparente dans les données est la preuve de matériel de manteau lunaire primitif, que les études précédentes ont suggéré pouvoir être exposées à quelques endroits sur la surface lunaire. Même dans le bassin du Pôle Sud Aitken, également connu sous le nom de SPA, le plus grand, le plus ancien, et le plus profond cratère d'impact sur la Lune -- assez profond pour avoir pénétré à travers la croûte et dans le manteau -- il n'y a aucune preuve de matériel de manteau.

Les implications de ceci sont jusqu'ici inconnues. Il n'y a peut-être aucune telle exposition de matériel de manteau, ou peut-être elles se produisent dans des secteurs trop petits pour que Diviner les détecte. Mais c'est probable que si l'impact qui a formé ce cratère excavait n'importe quel matériel de manteau, il a été mélangé depuis au matériel de la croûte des impacts postérieurs à l'intérieur et en dehors du bassin.

"Les nouvelles données de Diviner aideront en choisissant les sites d'atterrissage appropriées pour que les futures missions robotiques potentielles renvoient des échantillons de SPA," indique Greenhagen. "Nous voulons utiliser ces échantillons pour dater l'impact formant SPA et étudier potentiellement le manteau lunaire, aussi il est important d'employer les données de Diviner pour identifier des secteurs avec le mélange minimal."

Dans l'autre papier, l'auteur principal James Head de l'Université de Brown à Providence, R.I., décrit une analyse d'une carte topographique globale détaillée de la Lune créée en utilisant l'instrument Lunar Orbiter Laser Altimeter de LRO. Ce nouvel ensemble de données montre que la plus ancienne population d'impacteurs des montagnes peut être clairement distinguée de la population plus jeune dans les Mers lunaires. Les montagnes ont une plus grande densité de grands cratères, impliquant que la première population d'impacteurs a eu un nombre proportionnellement plus grand de grands fragments que la population caractérisant l'histoire lunaire postérieure, note Head.

Head indique que les détails sur les populations d'impacteurs sur la Lune ont des implications pour l'histoire des débuts de toutes les planètes dans le Système solaire intérieur, y compris la Terre. "Comme la pierre de Rosette, le passé lunaire peut être employé pour traduire les 'hiéroglyphes' de l'enregistrement mal préservé d'impacts sur Terre," dit-il.

Référence :

- Global Distribution of Large Lunar Craters: Implications for Resurfacing and Impactor Populations

James W. Head, III, Caleb I. Fassett, Seth J. Kadish, David E. Smith, Maria T. Zuber, Gregory A. Neumann, and Erwan Mazarico
Science 17 September 2010: 1504-1507.

- Global Silicate Mineralogy of the Moon from the Diviner Lunar Radiometer

Benjamin T. Greenhagen, Paul G. Lucey, Michael B. Wyatt, Timothy D. Glotch, Carlton C. Allen, Jessica A. Arnold, Joshua L. Bandfield, Neil E. Bowles, Kerri L. Donaldson Hanna, Paul O. Hayne, Eugenie Song, Ian R. Thomas, and David A. Paige
Science 17 September 2010: 1507-1509.

- Highly Silicic Compositions on the Moon

Timothy D. Glotch, Paul G. Lucey, Joshua L. Bandfield, Benjamin T. Greenhagen, Ian R. Thomas, Richard C. Elphic, Neil Bowles, Michael B. Wyatt, Carlton C. Allen, Kerri Donaldson Hanna, and David A. Paige
Science 17 September 2010: 1510-1513.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-303&cid=release_2010-303

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Apprécier un dessert glacé une chaude journée d'été peut laisser des saletés collantes lorsqu'il fond au Soleil et se déforme. Dans le vide froid de l'espace, il n'y a aucune crème glacée comestible, mais il y a un rayonnement d'étoiles massives qui sculpte les froids nuages moléculaires, créant de bizarres structures imaginaires. Ces piliers hauts d'une année-lumière d'hydrogène froid et de poussières, imagés par le télescope spatial Hubble, sont situés dans la nébuleuse de la Carène.

Cette image est une composition des observations de Hubble prises de la région de la Nébuleuse de la Carène en 2005 dans la lumière d'hydrogène (la lumière émise par les atomes d'hydrogène) avec des observations en lumière d'oxygène (la lumière émise par les atomes d'oxygène) en 2010, les deux fois avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) de Hubble. L'immense Nébuleuse de la Carène est à environ 7.500 années-lumière dans la constellation australe de la Carène.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/29/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale de scientifiques, comprenant des chercheurs de laboratoires français, a détecté pour la première fois une émission de photons gamma en provenance d'une nova (V407 Cyg) située à 9.000 années-lumière, en utilisant le télescope LAT de l'observatoire Fermi (NASA). Cette découverte a surpris les chercheurs qui n'attendaient pas qu'une telle explosion soit suffisamment forte pour produire ce rayonnement de haute énergie. Il proviendrait de l'interaction entre la matière éjectée par la naine blanche et le vent stellaire provenant de la géante rouge compagnon.

En fin de nuit, le 11 mars 2010, des astronomes amateurs au Japon détectent une augmentation brutale de la luminosité d'une étoile dans la constellation du Cygne. Située à 9.000 années-lumière de nous, cette étoile, V407 Cyg, est devenue 10 fois plus brillante que ce qu'elle était. Les astronomes amateurs venaient de détecter une nova symbiotique. Une nova symbiotique est constituée par un ensemble de deux étoiles : une géante rouge et une naine blanche. C'est la matière de la géante rouge, qui attirée par la naine blanche, va déclencher une explosion thermonucléaire en s'accumulant sur la surface de la naine blanche. Quelques jours plus tard, l'analyse des données provenant du télescope LAT de l'observatoire Fermi (NASA) mis en évidence la présence d'une source gamma dont la position correspondait exactement à l'emplacement de la nova V407Cyg, ce rayonnement étant détecté pendant quinze jours. L'émission de rayons gamma est la signature d'événements extrêmement violents libérant une énergie considérable et les chercheurs ne s'attendaient pas à détecter un tel rayonnement produit par une explosion de nova, phénomène manquant de puissance a priori pour avoir une telle signature.

La collaboration Fermi [1] a analysé ces données et en a déduit que la matière éjectée par l'explosion thermonucléaire est entrée en collision avec le vent dense produit par la géante rouge compagnon. Des particules (protons ou électrons) sont accélérées à des vitesses relativistes (proches de celle de la lumière) lors de la collision de la matière éjectée avec le vent dense de la géante rouge. L'émission gamma serait due à l'interaction des protons relativistes avec le vent de l'étoile compagnon, produisant des particules appelées pions neutres qui en se désintégrant émettraient le rayonnement gamma. Toutefois, l'émission gamma pourrait aussi être due à l'interaction des électrons relativistes avec le champ de radiation de la géante rouge compagnon (diffusion Compton inverse).

Les supernovæ en éjectant de la matière qui entre en collision avec le milieu interstellaire produisent également du rayonnement gamma, mais comparés aux novæ, les résidus de supernovæ évoluent très lentement et il est donc très intéressant que les chercheurs puissent disposer ainsi d'un nouveau type de source gamma évoluant rapidement et donc sujet à de nouvelles analyses concernant ces processus d'éjection de matière et d'accélération de particules. 

Notes :

[1] La collaboration Fermi inclut la NASA et la DOE du côté américain et des instituts de six pays (Etats-Unis, France, Italie, Japon, Suède et Allemagne).En ce qui concerne la participation française, les équipes sont associées au CNRS-IN2P3, à l'INSU et au CEA-Irfu.

Le premier signataire français de l'article appartient au Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements, CNRS, Université Paul Sabatier-Toulouse III, Observatoire Midi-Pyrénées-Observatoire des Sciences de l'Univers-INSU.

Référence : 

« Gamma-ray Emission Concurrent with the Nova in the Symbiotic Binary V407 Cygni ». The Fermi-LAT Collaboration. Science 13 août 2010.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a3590,premiere-detection-rayonnement-gamma-provenant-une-nova.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le satellite Planck vient de découvrir un superamas de galaxies grâce à son empreinte sur le rayonnement fossile, témoin des premiers instants de l'Univers. Il s'agit d'une première pour le satellite, qui a également révélé, avec une extrême précision, de nouveaux amas de galaxies. Ces objets, qui abritent des centaines voire des milliers de galaxies, sont les plus grandes structures connues de l'Univers. Grâce à ces données, les scientifiques espèrent mieux comprendre comment la matière noire et la matière visible se rassemblent sous la forme de telles structures.

Depuis son lancement le 14 mai 2009, début de la mission de l'Agence spatiale européenne, le satellite Planck délivre des images exceptionnelles de la totalité du ciel. On peut y découvrir les plus grandes structures connues de l'Univers avec une précision inégalée dans le domaine des ondes millimétriques : les amas et les superamas de galaxies.

Pourtant, ces structures géantes n'émettent pas de rayonnement directement observable par Planck. Elles sont observées grâce à la détection des photons du rayonnement fossile (l'écho lumineux du Big-Bang), qui sont légèrement altérés lors de leur passage à travers les amas et superamas.

« Au cours de leur parcours à travers l'Univers, les photons du rayonnement fossile interagissent avec la matière qu'ils rencontrent. Ces interactions laissent des empreintes chargées d'informations précieuses sur l'évolution de l'Univers » explique Nabila Aghanim, de l'Institut d'astrophysique spatiale d'Orsay [1]. C'est notamment le cas de l'effet Sunyaev-Zel'dovich, produit par interaction des photons avec le gaz chaud présent à l'intérieur des amas de galaxies, et qui change légèrement la fréquence des photons issus du fond cosmologique. Cet effet SZ, caractéristique de la présence d'amas de galaxies, se manifeste par une zone donnée du ciel plus sombre que la moyenne aux fréquences plus basses que 217 GHz (soit 1,3 mm de longueur d'onde) et plus brillant aux plus hautes fréquences.

Par sa capacité à produire des images du ciel en 9 « couleurs » dans le domaine des ondes millimétriques, le satellite Planck est unique et surtout idéal pour observer l'effet SZ dans sa version sombre et brillante. « Ceci est un atout majeur de Planck, lui permettant de détecter facilement les amas de galaxies en utilisant la différence de couleur entre basses et hautes fréquences » indique Marian Douspis de l'IAS [1]. « Avec cette technique, rajoute Jean-Baptiste Melin, du CEA Irfu [2], nous serons capables de détecter plus d'un millier d'amas de galaxies sur l'intégralité du ciel ». Les amas de galaxies sont parmi les plus grandes structures et les plus récemment formées de l'Univers. Ils permettent donc de retracer l'évolution de ce dernier et surtout de mieux comprendre comment la matière noire et la matière visible s'organisent et se structurent.

L'autre atout essentiel de Planck réside dans le fait que c'est la seule expérience capable d'observer le ciel entier et donc d'imager les grandes échelles angulaires en plusieurs couleurs dans les ondes millimétriques. « Nous sommes maintenant en mesure de comparer une image composite multi-fréquences de l'amas Coma obtenue avec Planck avec l'émission dans le domaine des rayons X du gaz chaud obtenue grâce au satellite ROSAT », explique Etienne Pointecouteau, du Centre d'études spatiales et des rayonnements de Toulouse [3]. Coma est un amas proche, bien étudié, qui couvre plus de 2 degrés sur le ciel, c'est à dire plus de quatre fois la taille apparente angulaire de la Lune. Il est très chaud et présente donc une émission forte dans le domaine des rayons X (image de droite) ainsi qu'un effet SZ fort et étendu (image de gauche). « Avec ces deux images X et SZ, et en utilisant des observations à d'autres longueurs d'onde, visible ou infrarouge, nous en saurons beaucoup plus sur les processus physiques en action dans ces objets exceptionnels » précise Monique Arnaud, du laboratoire « Astrophysique, instrumentation et modélisation » de Paris-Saclay [4].

Les premières observations de l'intégralité du ciel tout juste achevées nous ont déjà permis de découvrir de nouveaux amas de galaxies mais également des structures encore plus grandes, et dans ce cas précis, un superamas de galaxies. Un programme d'observations complémentaires alloué par le responsable scientifique du satellite XMM-Newton, a permis de confirmer la découverte de nouveaux amas. « Les observations faites avec XMM-Newton ont révélé que l'un des « candidats amas » était en réalité un superamas constitué d'au moins trois amas de galaxies » ajoute Monique Arnaud. « C'est la toute première fois que l'on découvre un superamas de galaxies grâce à l'effet Sunyaev-Zel'dovich » dit Nabila Aghanim. Là encore, l'étude détaillée de ces objets rares permettra de lever le voile sur l'organisation de la matière en galaxies, gaz et matière noire. « Cela ouvre de belles perspectives pour l'utilisation scientifique de l'échantillon du catalogue d'amas de galaxies qui sera rendu public début 2011 » conclut Jean-Loup Puget, de l'IAS, le responsable scientifique du projet.

Pour en savoir plus:

Planck, situé à 1,5 million de kilomètres de la Terre, observe le ciel dans neuf bandes de fréquence en utilisant deux instruments de dernière génération. Conçus pour produire des mesures multi-fréquences à haute sensibilité et finesse du rayonnement diffus du ciel, l'instrument haute fréquence (HFI) sous maîtrise d'œuvre française couvre six bandes entre 100 et 857 GHz et est refroidi à une température record de 0.1 degré au-dessus du zéro absolu, soit-273°C. L'instrument basse fréquence (LFI) sous maîtrise d'œuvre italienne couvre trois bandes entre 30 et 70 GHz.

Le premier relevé intégral du ciel par Planck a démarré mi-août 2009 et s'est achevé en juin 2010. Planck devrait continuer de collecter des données jusqu'à début 2012, lui permettant d'établir quatre à cinq relevés complets du ciel afin d'obtenir des données encore plus précises. Un premier ensemble de données astronomiques, appelé « catalogue initial de sources compactes » sera rendu public en janvier 2011, et comprendra un échantillon d'amas et de superamas de galaxies.

Les scientifiques de Planck se tiennent à la disposition des journalistes pour répondre aux questions et donner plus de précisions sur la mission Planck, sur les résultats attendus et les techniques employées, ainsi que pour étayer ou non les informations diffusées dans les médias. Par exemple, aucune image précise et complète du rayonnement fossile ne sera diffusée au public avant fin 2012, pour des raisons scientifiques liées au temps nécessaire pour analyser les données afin de garantir leur qualité et leur fiabilité. Par ailleurs, les données de Planck ne sont accessibles qu'aux scientifiques du consortium Planck pendant la durée d'analyse qui s'étendra jusqu'à fin 2012, date à laquelle les données deviendront publiques.

Notes :

[1] IAS, CNRS/Université Paris-Sud 11, OSU/INSU

[2] Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers

[3] CNRS/Université de Toulouse, OMP-OSU/INSU

[4] AIM-laboratoire mixte-CEA-Irfu/CNRS/Université Paris Diderot-Paris7

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/planck-premiere-decouverte-d-un-superamas-de-galaxies-grace-au-rayonnement-fossile

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Vingt-cinq nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 ou C2) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2010-R84, MPEC 2010-R85, MPEC 2010-R93 et MPEC 2010-R102.

Les comètes C/2010 C6, C7, et C8 n'appartiennent à aucun groupe connu. Il pourrait en être de même pour la comète C/2010 D5.

La comète C/2010 F8 appartient au groupe de Meyer.

La comète C/2010 C4 semble appartenir au groupe de Kreutz.

Les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2010 C3 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 C4 (SOHO) détectée par Hanjie Tan

C/2010 C5 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 C6 (SOHO) détectée par Zhijian Xu

C/2010 C7 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 C8 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10R84.html (MPEC 2010-R84)

C/2010 B13 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 D5 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 D6 (SOHO) détectée par Zhijian Xu

C/2010 D7 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 D8 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10R86.html (MPEC 2010-R86)

C/2010 E7 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 E8 (SOHO) détectée par Bin Wang

C/2010 E9 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 E10 (SOHO) détectée par Hua Su

C/2010 E11 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 E12 (SOHO) détectée par Zhijian Xu

C/2010 E13 (SOHO) détectée par Bo Zhou

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10R93.html (MPEC 2010-R93)

C/2010 F5 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 F6 (SOHO) détectée par Keith Nakonechny

C/2010 F7 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 F8 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 F9 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 F10 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 F11 (SOHO) détectée par Zhijian Xu

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10RA2.html (MPEC 2010-R102)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe scientifique internationale à laquelle participent plusieurs chercheurs du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM : CNRS/Université de Provence/ OAMP - INSU) vient de mettre en œuvre une nouvelle méthode d'observation permettant de faire un progrès important pour étudier la nature de cette mystérieuse composante appelé « énergie noire », responsable de l'accélération de l'expansion de l'Univers.

La matière ordinaire qui constitue les étoiles, les planètes, les poussières et nous-même, ne représente qu'une infime fraction du contenu masse/énergie de l'Univers. En effet, la quantité de « matière noire » est bien plus importante (environ 4 fois plus) et, bien qu'invisible, elle est détectable par son attraction gravitationnelle. De même, cette matière noire est dominée par l'« énergie noire », qui est aussi invisible mais, contrairement à la matière noire, est répartie de manière diffuse dans l'Univers tout entier. De plus, l'énergie noire aurait un effet de répulsion gravitationnelle. Les scientifiques pensent que cette énergie serait donc la cause de l'accélération récente de l'expansion de l'Univers.

De ce fait, l'étude de la nature de la matière noire et de l'énergie noire représente un des grands défis de l'astronomie du XXIème siècle. Toutefois, l'étude de quelque chose d'invisible est loin d'être évidente. Actuellement, il y a peu de programmes dédiés à l'étude de l'énergie noire et encore moins de programmes capables de la mesurer avec précision.

Aussi, afin de faire progresser notre connaissance de l'énergie noire, une équipe internationale de chercheurs a développé une nouvelle méthode d'observation très prometteuse. « Nous savons que l'énergie noire est caractérisée par la relation entre sa pression et sa densité. Notre objectif était donc d'essayer de quantifier cette relation. Nous avons pour ce faire mesuré les propriétés de lentille gravitationnelle de l'amas de galaxies Abell 1689,» précise Eric Jullo (JPL Caltech et Laboratoire d'Astrophysique de Marseille), le premier auteur de l'article scientifique présentant ces travaux dans la revue Science du 20 août 2010.

Le phénomène des lentilles gravitationnelles était prédit par la théorie de la relativité générale d'Einstein. Cette équipe s'est ici appuyée sur ce phénomène pour étudier comment l'Espace-Temps est déformée par l'énergie noire. Dans un amas de galaxies très massif, l'attraction gravitationnelle est si forte qu'elle dévie la lumière provenant de galaxies très lointaines, produisant ainsi des images multiples et distordues de ces objets lointains, c'est ce que l'on appelle une lentille gravitationnelle. La puissance déformante de ces « lentilles célestes » est proportionnelle à la masse de l'amas et à la distance de l'objet en arrière-plan. C'est comme un miroir déformant, la déformation de votre reflet dépend de la forme du miroir et de la distance qui vous en sépare.

Ainsi, par la connaissance de la répartition de la masse de la lentille et de la position des images déformées des objets d'arrière-plan, il est possible de déterminer le parcours suivi par la lumière, depuis les objets d'origine jusqu'à nos yeux. « En recomposant le chemin de la lumière des différents objets, situés à différentes distances, nous pouvons déduire un certain nombre d'informations sur la vitesse de l'expansion de l'Univers à différentes époques qui dépend de la nature de  l'énergie noire,» déclare Jean-Paul Kneib, chercheur au LAM et coauteur de l'article scientifique.

La géométrie, le contenu et l'évolution de l'Univers sont intimement liés. Si l'on connaît deux de ces données, il est possible d'en déduire la troisième. «  Nous connaissons assez bien le contenu de l'Univers, aussi, si nous arrivons à mieux connaître sa géométrie nous serons capables de déterminer de manière précise son évolution au cours du temps» dit Carlo Schimd, chercheur au LAM, un autre membre de l'équipe.

Toutefois, le développement de cette méthode a nécessité de nombreuses et méticuleuses étapes. Il a fallu plusieurs années pour mesurer précisément les distances et développer les modèles mathématiques nécessaires à la cartographie précise de la matière noire et de la matière visible constituant la masse de l'amas Abell 1689, un prérequis pour la mesure des propriétés de l'énergie noire.

« En utilisant cette méthode, combinée avec d'autres, nous avons obtenu des résultats bien plus précis que tous ceux obtenus jusqu'à présent. Cela nous a permis d'obtenir des mesures sur les paramètres de l'équation d'état de l'énergie noire et donc sur l'accélération de l'expansion de l'Univers, , » déclare Marceau Limousin, chercheur au LAM, également membre de l'équipe.

L'intérêt principal de cette étude est de proposer une méthode totalement inédite pour obtenir des informations sur cette mystérieuse énergie noire. Et, même si ce n'est pas la seule tentative pour comprendre la nature de l'énergie noire, c'est actuellement l'une des plus prometteuses, notamment dans la perspective des prochaines observations avec le télescope spatial Hubble et son successeur, le JWST.

Pour en savoir plus:

Plus de photos et vidéo sur le site du télescope spatial Hubble.

Source(s):

« Cosmological Constraints from Strong Gravitational Lensing in Clusters of Galaxies ». Eric Jullo, Priyamvada Natarajan, Jean-Paul Kneib, Anson D'Aloisio, Marceau Limousin, Johan Richard, Carlo Schimd. Science 20/08/2010.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/un-grand-pas-en-avant-pour-etudier-l-un-des-grands-mysteres-de-l-astronomie-du-xxie-siecle

http://www.oamp.fr/actualites/matierenoire.pdf

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un groupe international de scientifiques, dirigé par Nicolas Dauphas (Université de Chicago) et comprenant notamment Mathieu Roskosz (Université Lille 1) et Laurent Remusat (CNRS/Muséum national d'Histoire naturelle), vient d'identifier des grains microscopiques issus d'une étoile proche de notre système solaire qui aurait explosé peu de temps avant sa naissance, il y a 4,5 milliards d'années. Les traces de cette supernova, trouvées dans la météorite d'Orgueil, renferment un excès de l'isotope 54 du chrome, excès retrouvé précédemment dans certaines météorites et non sur Terre. La découverte de ces grains présolaires suggère qu'une supernova a disséminé, de manière hétérogène, de fines particules riches en isotope 54 du chrome dans le nuage de gaz et de poussières qui a donné naissance à notre système solaire. Ce travail est publié aujourd'hui dans la revue The Astrophysical Journal.

On sait depuis 40 ans qu'une supernova (1) a probablement explosé il y a 4,5 milliards d'années déclenchant, en partie, la naissance du soleil. Les traces de l'existence passée d'aluminium 26 et de fer 60, deux isotopes radioactifs de courte durée de vie, trouvées dans les chondrites (2) mais pas sur Terre, l'attestent.

Dans ce contexte, les scientifiques pensaient que l'isotope 54 du chrome, tout comme les autres éléments chimiques et leurs isotopes, était réparti de manière homogène dans le nuage de gaz et de poussières qui s'est effondré pour donner notre système solaire. Or, dans les années 80, ils se sont aperçus que ce n'était pas le cas : les chondrites carbonées comportent un excès d'isotope 54 du chrome. Cet excès n'est pas observé sur Terre. Depuis cette découverte, les chercheurs tentent donc de comprendre comment cet excès de ⁵⁴Cr a été incorporé dans certaines météorites et pas sur Terre. Les grains anormalement riches en ⁵⁴Cr sont tellement petits qu'il était impossible de les identifier, jusqu'à très récemment. Aujourd'hui, les avancées technologiques permettent de d'étudier de telles nanoparticules.

Cette étude a commencé en 2002 lorsque Nicolas Dauphas a séparé des grains extraits de la météorite d'Orgueil en fonction de leur taille, en vue de leur analyse isotopique par sonde ionique. Ce travail s'est terminé seulement l'an dernier. Il aura fallu 3 semaines de traque des grains riches en ⁵⁴Cr avec la nanosonde ionique NanoSIMS 50L installée au California Institute of Technology pour arriver à trouver des nanoparticules présolaires très riches en ⁵⁴Cr. Après avoir imagé et mesuré près de 1500 grains isolés à partir de la météorite d'Orgueil, Laurent Remusat et Nicolas Dauphas ont découvert un grain extrêmement riche en ⁵⁴Cr. Cette surabondance de la masse 54 du chrome (par rapport aux autres isotopes du chrome) atteste que ce grain existait avant la formation du système solaire. En effet, la fabrication de chrome 54 nécessite un processus nucléaire, ce qui n'a pu avoir lieu, en milieu naturel, qu'avant la formation du système solaire.

Ces mêmes grains ont été étudiés en microscopie électronique à transmission à l'Université de Lille par Mathieu Roskosz et Julien Stodolna. Les grains les plus susceptibles de porter ces enrichissements en ⁵⁴Cr ont un diamètre inférieur à 100 nm, soit 1000 fois plus fins qu'un cheveu humain. Ils sont parmi les plus petits grains présolaires décrits.

La découverte de ces grains présolaires suggère qu'une supernova a disséminé, de manière hétérogène, de fines particules riches en ⁵⁴Cr dans le nuage de gaz et de poussières qui a donné naissance à notre système solaire. La dynamique du disque protosolaire a trié les grains en fonction de leur taille, conduisant à leur distribution non homogène dans les météorites et les planètes qui se sont formées autour du soleil. Ces données ne permettent pas encore aujourd'hui de déterminer quel type de supernova a permis la formation de ces grains riches en chrome 54 (3), mais l'étude d'autres isotopes, comme le calcium 48, pourra permettre de répondre à cette dernière question.

Notes :

(1) L'ensemble des phénomènes conséquents à l'explosion d'une étoile, qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité. Vue depuis la Terre, une supernova apparait donc souvent comme une étoile nouvelle, alors qu'elle correspond en réalité à la disparition d'une étoile.
(2) Chondrite est un terme utilisé en astronomie pour désigner un certain type de météorites pierreuses (moins de 35 % de métal). Cette catégorie renferme les météorites les plus primitives et est elle-même divisée en plusieurs sous-groupes de météorites : notamment les chondrites ordinaires, les chondrites carbonées et les chondrites à enstatite.
(3) Ces isotopes ont pu être formés par une supernova de type II, résultat de l'effondrement du cœur d'une étoile massive ou une supernova de type Ia, résultat de l'explosion d'étoiles petites et très denses (des naines blanches).

Source(s):

Nicolas Dauphas, Laurent Remusat, James Chen; Mathieu Roskosz, Dimitri Papanastassiou, Julien Stodolna, Yunbin Guan, Chi Ma, and John Eiler. Neutron-rich chromium isotope anomalies in supernova nanoparticles. The Astrophysical Journal vol 720, Sept. 10, 2010.

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1976.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Seize nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 ou C2) ou par les satellites STEREO-A (STEREO-SECCHI imager HI1 et COR2-A) et STEREO-B (STEREO-SECCHI COR2-B) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2010-R74, MPEC 2010-R75 et MPEC 2010-R77.

Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2010 A18 (STEREO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 A19 (STEREO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 A20 (STEREO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 A21 (STEREO) détectée par Alan Watson

C/2010 A22 (STEREO) détectée par Alan Watson

C/2010 A23 (STEREO) détectée par Jiangao Ruan

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10R74.html (MPEC 2010-R74)

C/2010 B3 (STEREO) détectée par Alan Watson

C/2010 B4 (STEREO) détectée par Zhijian Xu

C/2010 B5 (STEREO) détectée par Alan Watson

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10R75.html (MPEC 2010-R75)

C/2010 B6 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 B7 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 B8 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 B9 (SOHO) détectée par Zhijian Xu

C/2010 B10 (SOHO) détectée par Zhijian Xu

C/2010 B11 (SOHO) détectée par Rob Matson

C/2010 B12 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10R77.html (MPEC 2010-R77)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 04 Septembre 2010 par le télescope de surveillance LINEAR a révélé sa nature cométaire, après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, lors d'observations de confirmation effectuées par M. Mills (Doc Greiner Research Observatory, Janesville), B. L. Stevens (Desert Moon Observatory), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), et par W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 R1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 20 Juillet 2012 à une distance d'environ 4,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10R58.html (MPEC 2010-R58)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 18 Mai 2012 à une distance d'environ 5,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14A73.html (MPEC 2014-A73)

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=CK10R010

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale, comprenant des chercheurs du Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements de Toulouse (CESR) [1], a déterminé avec précision la distance et a confirmé la brillance d'une source X très lumineuse : HLX-1. Cette observation effectuée avec le Very Large Telescope de l'ESO confirme qu'il s'agit du candidat le plus sérieux  d'une nouvelle classe de trous noirs, dits de masse intermédiaire (de 100 à quelques centaines de milliers de masses solaires). Ce résultat sera publié dans Astrophysical Journal Letter.

HLX-1 a été découverte grâce aux observations effectuées par le satellite XMM-Newton de l'ESA, dans le cadre des activités du XMM-Newton Survey Science Center conduites au CESR sous financement du CNES et de l'INSU-CNRS. La découverte d'HLX-1 a été publiée en juillet 2009 dans Nature (voir communiqué de presse de l'INSU-CNRS et du CNES [2]).

La luminosité extrême d'HLX-1 sous-entendait l'hypothèse qu'elle appartenait à la galaxie ESO243-49, située à une distance de 300 millions d'années-lumière de la Terre. Les observations effectuées par le VLT de l'ESO confirment cette hypothèse, excluant donc qu'il s'agisse d'une étoile d'avant-plan ou même d'une galaxie d'arrière-plan. Les données de très haute qualité obtenues avec le VLT permettent de séparer la lumière provenant de la galaxie ESO 243-49 de celle de la source optique identifiée. Elles mettent ainsi en évidence la lumière caractéristique d'atomes d'hydrogène, dont le décalage vers le rouge permet d'estimer avec précision la distance d'HLX-1 à la Terre.

Ce résultat fait d'HLX-1 la source X ultra-lumineuse la plus brillante connue à ce jour : sa luminosité excède d'un ordre de grandeur celle du précédent détenteur du record de luminosité. Les membres les plus extrêmes de cette classe d'objets pourraient ainsi abriter des trous noirs de masse intermédiaire. Même si l'existence de trous noirs de masse intermédiaire a depuis longtemps été proposée par les astrophysiciens, de tels trous noirs n'ont jamais été détectés de manière formelle jusqu'à présent et leur existence fait toujours l'objet d'âpres débats au sein de la communauté astrophysique. Ce résultat devrait finalement convaincre les plus sceptiques.

Les trous noirs de masse intermédiaire pourraient être les briques fondamentales permettant de former les trous noirs super-massifs, présents au centre de la plupart les galaxies. Comprendre comment les trous noirs super-massifs se forment et croissent au cours du temps est un enjeu crucial pour bien comprendre la formation et l'évolution des galaxies, y compris la nôtre. C'est là toute l'importance du résultat concernant HLX-1.

De nouvelles observations sont planifiées pour déterminer l'environnement proche d'HLX-1, en particulier avec le télescope spatial Hubble. Une recherche scrupuleuse d'objets similaires à HLX-1 dans les données d'archive du satellite XMM-Newton est aussi en cours.

Font partie de cette équipe :

K. Wiersema, S. A. Farrell. University of Leicester, UK

N. A. Webb, D. Barret & O. Godet. CESR.

M. Servillat. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, USA

T. J. Maccarone. University of Southampton, UK

Note :

[1] CNRS, Université Paul Sabatier, Observatoire Midi-Pyrénées - INSU.

[2] http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/les-trous-noirs-de-masse-intermediaire-enfin-mis-en-evidence

Pour en savoir plus: 

Site web de l'instrument AMBER

Dossier pédagogique, rubrique "Sciences pour Tous"

Référence :  

"A Redshift for the Intermediate Mass Black Hole Candidate HLX-1: Confirmation of its Association with the Galaxy ESO 243-49". Astrophysical Journal Letters, K. Wiersema et al., sous presse

Source : Communiqué de presse INSU-CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/les-sources-ultra-lumineuses-associees-aux-trous-noirs-de-masse-intermediaire

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe européenne menée par des chercheurs du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG) et du Centre de Recherche d'Astrophysique de Lyon (CRAL) [1] a obtenu une image de la zone de formation de planètes autour de l'étoile jeune HD 163296 en utilisant le pouvoir de résolution exceptionnel du Very Large Telescope (ESO) en mode interférométrique, le VLTI. Ce résultat, qui est publié dans la revue Astronomy and Astrophysics, est présenté le mercredi 8 septembre 2010 à la conférence annuelle de la Société européenne d'Astronomie à Lisbonne dans la session « Science Cases for Optical and Infrared Interferometry ».

Les jeunes étoiles de masse similaire à celle du Soleil mais âgées d'environ un million d'années [2] sont entourées d'un disque de matière formé de gaz et de poussière, lieu éventuel de formation des planètes. Les grains de poussière du disque se collent les uns aux autres pour former des agrégats de plus grande taille qui vont à leur tour adhérer les uns aux autres. La croissance du corps protoplanétaire continue ainsi jusqu'à atteindre la masse et la taille d'une planète terrestre.

« Le pouvoir de résolution du VLTI permettant d'observer des détails minuscules nous a permis de sonder la région du disque située très près de l'étoile où nous nous attendions à ne pas voir de poussière à cause de la proximité de l'étoile. Et pourtant nos images nous ont révélé une structure en forme d'anneau à une distance de moitié celle qui sépare le Soleil et la Terre ainsi que la présence de poussière à l'intérieur », rapporte Stéphanie Renard du LAOG premier auteur de l'article.

Aucun télescope classique au monde n'a une acuité visuelle suffisante pour étudier le voisinage proche de ces astres distants. La taille de la région explorée par le VLTI correspond à 150 millions de kilomètres, c'est-à-dire à peu près la distance entre la Terre et le Soleil, mais à condition que cette zone soit située à 360 années-lumière de la Terre. Cela revient à étudier une carte routière à 40 kilomètres de distance.

Pour être capable d'un tel exploit, l'équipe d'astronomes a utilisé une technique appelée « interférométrie » qui permet de combiner simultanément la lumière provenant de plusieurs télescopes à la fois. Cela permet d'obtenir des informations équivalentes à celles qu'aurait collectées un télescope géant dont le diamètre correspondrait à la distance maximale des télescopes. Mais avec l'inconvénient majeur de ne pas avoir d'images ! Il faut alors utiliser des algorithmes mathématiques complexes pour reconstruire une image, qui cependant présente des détails qui vont bien plus loin que ce peut fournir un télescope classique.

Les données présentées dans ce travail proviennent de différentes combinaisons des quatre télescopes de 8,2m et des quatre télescopes de 1,8m constituant le VLTI de l'ESO situé au sommet du Paranal au Chili. Elles ont déjà été analysées en détail [3] un peu plus tôt cette année, mais pour la première fois l'équipe a été capable de reconstruire une image avec un minimum d'hypothèses grâce à un logiciel développé par Eric Thiébaut du CRAL. Les images qui ont été obtenues ont une résolution équivalente à celle que pourrait avoir un télescope de 130 mètres de diamètre, bien plus grand que ce qui existe actuellement. Pour améliorer encore la précision des images, l'équipe a intégré ces données avec celles d'autres interféromètres (CHARA, Keck et IOTA).

« C'est la première fois qu'une image avec un tel niveau de précision a été obtenue sur une étoile jeune entourée d'un disque. Ce disque pourrait nous aider à comprendre comment notre propre système solaire s'est formé il y a 4,5 milliards d'années », s'enthousiasme Fabien Malbet du LAOG. « Nous sommes impatients d'améliorer encore ces images pour comprendre les mécanismes en jeu quand un système planétaire est en train de se former ».

« Obtenir une image de cette étoile nous a vraiment poussé à atteindre les limites de ce qui est possible avec la technologie actuelle. C'est une démonstration éclatante de ce qui peut être obtenu quand on combine la puissance des observatoires les plus avancés au monde », conclut Myriam Benisty de l'Observatoire d'Astrophysique de Florence en Italie. « L'interférométrie a finalement réussi à entrer dans le monde des images et le Very Large Telescope Interferometer en fait aujourd'hui totalement partie ».

Font partie de cette équipe :

S. Renard, F. Malbet du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble ,

M. Benisty, de l'INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri, à Florence (Italie),

E. Thiébaut du Centre de Recherche d'Astrophysique de Lyon,

J.-P. Berger de l'Observatoire Européen Austral (ESO) à Santiago (Chili).

Note :

[1] Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG : CNRS, Université Joseph Fourier, Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble-INSU), Centre de Recherche d'Astrophysique de Lyon (CRAL : CNRS, Ecole Normale Supérieure de Lyon, Université Claude Bernard, Observatoire de Lyon-INSU).

[2] L'âge de ces étoiles rapporté à celle du Soleil, mais sur l'échelle d'une vie humaine, serait de quelques jours alors que le Soleil serait dans l'âge adulte. Il est admis que c'est à peu près à cet âge que les planètes se forment autour de ces étoiles.

[3] Etude publiée sous le titre "Strong near-infrared emission in the sub-AU disk of the Herbig Ae star HD 163296: evidence of refractory dust?"  par M. Benisty et collaborateurs 2010, A&A 511, A74.

Pour en savoir plus: 

Site web de l'instrument AMBER

Dossier pédagogique, rubrique "Sciences pour Tous"

Référence :  

"Milli-arcsecond images of the Herbig Ae star HD 163296", S. Renard, F. Malbet, M. Benisty, E. Thiébaut et J.-P. Berger. Astronomy and Astrophysics

Source : Communiqué de presse INSU-ESO http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/images-de-la-zone-de-formation-des-planetes-autour-d-une-jeune-etoile

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le Dimanche 04 Septembre, le vaisseau spatial Deep Impact de la NASA a retransmis la première des 64.000 images de ce qu'il a prévu de prendre de la comète Hartley 2. Le vaisseau spatial, maintenant sur une mission prolongée connue sous le nom d'EPOXI, a rendez-vous avec la comète le 04 Novembre 2010.

60 Jours avant son survol, un vaisseau spatial de la NASA prend une image de sa proie : la comète Hartley 2 - Crédit image : NASA/JPL/UM

Il utilisera trois des instruments du vaisseau spatial (deux télescopes avec des caméras couleur numériques et un spectromètre infrarouge) pour contrôler Hartley 2 pendant plus de deux mois.

"Comme n'importe quel touriste qui ne peut attendre d'arriver à destination, nous avons déjà commencé à prendre des photos de notre comète -- Hartley 2," commente Tim Larson, le chef de projet pour EPOXI du JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA à Pasadena, en Californie. "Nous devons attendre le 04 Novembre pour obtenir les images en plan rapproché du noyau cométaire, mais ces images d'approche devraient maintenir l'équipe scientifique occupée pour un certain temps".

La campagne d'imagerie, avec les données de tous les instruments à bord de Deep Impact, donnera à l'équipe scientifique de la mission la meilleure vue étendue d'une comète dans l'histoire lors de son passage à travers le Système solaire intérieur. A l'exception d'une pause de six jours pour calibrer les instruments et pour exécuter une manoeuvre de correction de trajectoire, le vaisseau spatial surveillera sans interruption le gaz et la poussière de Hartley 2 lors des 79 jours suivants.

Cette première image de comète Hartley 2 prise par Deep Impact a été obtenue par l'instrument Medium Resolution Imager du vaisseau spatial le 05 Septembre lorsque le vaisseau était à 60 millions de kilomètres de la comète.

EPOXI est une mission prolongée qui utilise le vaisseau spatial Deep Impact déjà "en vol" pour explorer différentes objectifs célestes. Le nom d'EPOXI lui-même est une combinaison des noms des deux composantes prolongés de la mission : les observations de planètes extrasolaires, appelées Extrasolar Planet Observations and Characterization (EPOCh), et le survol de la comète Hartley 2, appelé Deep Impact Extended Investigation (DIXI). Le vaisseau spatial continuera être désigné sous le nom de "Deep Impact".

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-291&cid=release_2010-291

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'ESO vient de publier une nouvelle image spectaculaire de NGC 300, une galaxie spirale semblable à la Voie Lactée, située à proximité, dans le groupe de galaxies du Sculpteur. Cette photo de 50 heures de pose, prise avec la caméra WFI à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili, révèle la structure de la galaxie de manière extrêmement détaillée. NGC 300 se trouve à 6 millions d'années-lumière et semble occuper l'équivalent des deux tiers de la pleine Lune dans le ciel.

Image de NGC 300 réalisée avec la caméra WFI (Wide Field Imager)

à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili - Crédit : ESO

Découverte depuis l'Australie par l'astronome écossais James Dunlop au début du 19ème siècle, NGC 300 est l'une des plus proches et des plus proéminentes galaxies spirales du ciel austral. Elle est suffisamment brillante pour être facilement vue avec des jumelles. Elle se situe dans la discrète constellation du Sculpteur, où se trouvent peu d'étoiles brillantes, mais qui héberge une collection de galaxies proches qui forme le groupe du Sculpteur. D'autres galaxies de ce groupe ont été photographiées par les télescopes de l'ESO parmi lesquelles NGC 55 (eso0914 – en anglais), NGC 253 (eso1025 – en français, eso0902 – en anglais) et NGC 7793 (eso0914 – en anglais). De nombreuses galaxies ont au moins quelques petites particularités, mais NGC 300 semble être remarquablement normale, ce qui en fait un spécimen idéal pour les astronomes étudiant la structure et le contenu des galaxies spirales telles que la Voie Lactée.

Cette image réalisée avec la caméra WFI (Wide Field Imager) à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili a été composée à partir de nombreuses images individuelles prises au travers d'une gamme importante de filtres avec un temps de pose total proche des 50 heures. Les données ont été obtenues au cours de nombreuses nuits d'observation, s'étalant sur plusieurs années. L'objectif principal de cette vaste campagne d'observation était de réaliser un recensement particulièrement minutieux des étoiles dans la galaxie, quantifiant à la fois le nombre et la variété des étoiles et repérant des régions et même des étoiles individuelles qui justifient une étude plus ciblée et plus profonde. Mais une collection de données aussi riche aura également de nombreuses autres utilisations au cours des années à venir. En observant la galaxie avec des filtres qui isolent la lumière émise spécifiquement par l'hydrogène et l'oxygène, les nombreuses régions de formation d'étoiles situées sur les bras spiraux de NGC 300 apparaissent avec une netteté particulière sur cette image sous forme de nuages rouges et roses. Avec son très grand champ de 34 x 34 minutes d'arc, équivalent à la taille apparente de la pleine Lune dans le ciel, la caméra WFI est un outil idéal pour les astronomes afin d'étudier des objets étendus comme NGC 300.

NGC 300 héberge également de nombreux phénomènes astronomiques intéressants qui ont été étudiés avec les télescopes de l'ESO. Les astronomes de l'ESO ont récemment découvert dans cette galaxie le plus distant et l'un des plus massifs trou noir de masse stellaire jamais révélé (eso1004 – en français). Ce trou noir a pour partenaire une étoile Wolf-Rayet chaude et lumineuse avec laquelle il forme un système binaire. NGC 300 et une autre galaxie, NGC 55, sont en train de se tourner lentement autour tout en se rapprochant, étant aux premières phases d'un long processus de fusion (eso0914 - en anglais). Actuellement, la meilleure estimation de la distance de NGC 300 a également été déterminée par des astronomes utilisant, entre autres, le VLT de l'ESO à l'Observatoire Paranal (eso0524 - en anglais).

Notes

[1] Bien qu'elle soit habituellement considérée comme un membre du groupe du Sculpteur, les mesures les plus récentes montrent que NGC 300 se trouve significativement plus proche de nous que de nombreuses autres galaxies du groupe et leur est probablement attachée de manière très lâche.

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1037/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Deux astéroïdes, de plusieurs mètres de diamètre et dans des orbites sans aucun rapport, passeront à moins de la distance Terre-Lune ce mercredi 08 Septembre. Le Catalina Sky Survey près de Tucson en Arizona a découvert les deux objets le matin du 05 Septembre 2010 au cours de leur surveillance de routine du ciel.

Le Minor Planet Center à Cambridge, Massachusetts, a reçu les premières observations dimanche matin, a déterminé les orbites préliminaires et a conclu que les deux objets passeraient à moins de la distance de la Lune environ trois jours après leur découverte. L'astéroïde géocroiseur 2010 RX30 est estimé en taille entre 10 et 20 mètres et passera à 0,6 LD de la Terre (environ 248.000 km) à 09h51 UTC mercredi. Le second objet, 2010 RF12, estimé en taille entre 6 et 14 mètres passera à 0,2 LD (79.000 km) quelques heures plus tard à 21h12 UTC. Les deux objets seraient observables près de l'approche au plus près avec des télescopes de taille moyenne d'amateurs.

Bien que ni l'un ni l'autre de ces objets n'a de chance de percuter la Terre, un astéroïde géocroiseur de 10 mètres de diamètre de la population non découverte d'environ 50 millions serait prévu de passer presque quotidiennement à moins de la distance Terre-Lune, et l'un deux pourrait heurter l'atmosphère de la Terre environ tous les dix ans en moyenne.

http://neo.jpl.nasa.gov/news/news169.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La nouvelle recherche du télescope spatial Spitzer révèle que les astéroïdes un peu proche de la Terre, nommés Near-Earth Objects (NEO) ou géocroiseurs, sont un groupe mélangé, avec un éventail étonnamment large de compositions. Comme une piñata remplie d'un assortiment allant des chocolats à des sucreries fruitées, ces astéroïdes montrent des couleurs et compositions assorties. Certains sont foncés et mats; d'autres sont brillants et lumineux. Les observations de Spitzer de 100 astéroïdes géocroiseurs connus démontrent que la diversité des objets est plus grande qu'on le pensait auparavant.

Les résultats aident des astronomes à mieux comprendre les objets géocroiseurs en général -- une population dont les propriétés physiques ne sont pas bien connues.

"Ces roches nous renseignent sur les endroits dont elles viennent", commente David Trilling (Northern Arizona University, Flagstaff), auteur principal d'un nouveau papier sur la recherche paraissant dans l'édition de Septembre d'Astronomical Journal. "C'est comme étudier des cailloux dans le lit d'une rivière pour se renseigner sur les montagnes d'où ils ont dégringolé."

Après presque six ans d'opération, en Mai 2009, Spitzer a épuisé le liquide réfrigérant nécessaire pour refroidir ses détecteurs infrarouges. Il fonctionne maintenant dans un soi-disant mode "chaud" (la température réelle est toujours assez froide à 30 Kelvin, ou -243 degrés Celsius). Deux des canaux infrarouges de Spitzer, les détecteurs de longueur d'onde les plus courtes sur l'observatoire, fonctionnent parfaitement.

Un des nouveaux programmes "chauds" de la mission est d'examiner environ 700 objets géocroiseurs, cataloguant leurs différents traits. En observant dans l'infrarouge, Spitzer aide à recueillir des évaluations plus précises de compositions et tailles d'astéroïdes que ce qui est possible avec la lumière visible seule. Les observations en lumière visible d'un astéroïde ne fait pas la distinction entre un astéroïde qui est grand et foncé, ou petit et lumineux. Les deux roches refléteraient le même quantité de lumière solaire visible. Les données infrarouges fournissent une lecture de la température de l'objet, qui indique alors à un astronome plus sur la taille réelle et la composition. Une grande roche foncée a une température plus élevée qu'une petite lumineuse parce qu'elle absorbe plus de lumière du Soleil.

Trilling et son équipe ont analysé les données préliminaires sur 100 astéroïdes géocroiseurs jusqu'ici. Ils prévoient d'en observer 600 de plus au cours de l'année prochaine. Il y a approximativement 7.000 objets connus proches de la Terre sur une population estimée dans les dix à des centaines de milliers.

"Très peu est connu au sujet des caractéristiques physiques de la population de géocroiseurs," note Trilling. "Nos données nous indiqueront davantage sur la population, et comment elles changent d'un objet à l'autre. Cette information pourrait être utilisée pour aider à prévoir de possibles futures missions spatiales pour étudier un object géocroiseur."

Les données montrent que certains des objets plus petits ont des albedos étonnamment élevés (un albedo est une mesure de la quantité de lumière solaire qu'un objet reflète). Puisque les surfaces des astéroïdes deviennent plus foncées avec le temps en raison de l'exposition au rayonnement solaire, la présence de surfaces plus lumineuses et plus brillantes pour certains astéroïdes peut indiquer qu'ils sont relativement jeunes. C'est la preuve de l'évolution continuelle de la population d'objets géocroiseurs.

En plus, le fait que les astéroïdes observés jusqu'ici ont un plus grand degré de diversité que prévu indique qu'ils pourraient avoir différentes origines. Certains pourraient venir de la ceinture principale entre Mars et Jupiter, et d'autres pourraient venir de plus loin dans le Système solaire. Cette diversité suggère également que les matériaux qui sont entrés dans la fabrication des astéroïdes -- les mêmes matériaux qui composent nos planètes -- ont été probablement mixés ensemble comme un grand potage solaire-système très tôt dans son histoire.

Les recherches complètent celles de WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA, une mission d'étude en infrarouge du ciel entier également dans l'espace actuellement. WISE a déjà observé plus de 430 objets géocroiseurs -- de ceux-ci, plus de 110 sont nouvellement découverts.

À l'avenir, Spitzer et WISE nous en diront encore plus sur les "goûts" des objets géocroiseurs. Ceci pourrait révéler de nouveaux indices sur la façon dont les objets cosmiques pourraient avoir parsemé notre jeune planète d'eau et de produits organiques -- des ingrédients nécessaires pour démarrer la vie.

Le papier inclus d'autres auteurs, dont Cristina Thomas (Northern Arizona University); Michael Mueller et Marco Delbo (Observatoire de la Côte d'Azur, Nice, France); Joseph Hora, Giovanni Fazio, Howard Smith et Tim Spahr (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass); Alan Harris (DLR Institute of Planetary Research, Berlin, Germany); Bidushi Bhattacharya (NASA Herschel Science Center at the California Institute of Technology, Pasadena); Steve Chesley et Amy Mainzer (NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.); Bill Bottke (Southwest Research Institute, Boulder, Colo.); Josh Emery (University of Tennessee, Knoxville); Bryan Penprase (Pomona College, Claremont, Calif.); et John Stansberry (University of Arizona, Tucson).

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-283

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale d'astronomes à l'aide du télescope spatial Hubble annonce un éclaircissement significatif des émissions de la Supernova 1987A. Les résultats, qui paraissent dans le magazine Science de cette semaine, sont compatibles avec les prévisions théoriques sur la façon dont les supernovae interagissent avec leur environnement galactique immédiat.

L'équipe a observé le reste de supernova en lumière optique, en ultraviolet, et en proche infrarouge. Ils ont étudié l'interaction entre la matière éjectée de l'explosion stellaire et un anneau lumineux d'environ 9,6 milliards de kilomètres de diamètre de gaz encerclant le reste de supernova. L'anneau de gaz a probablement été projeté environ 20.000 ans avant que la supernova éclate. Les ondes de chocs résultant de l'impact de la matière éjectée sur l'anneau ont illuminé 30 à 40 "taches chaudes" en forme de perle dans l'anneau. Ces gouttes se développeront probablement et fusionneront ensemble dans les années à venir pour former un cercle continu et lumineux.

"Nous assistons à l'effet qu'une supernova peut avoir dans la galaxie environnante, y compris comment l'énergie déposée par ces explosions stellaires change la dynamique et la chimie de l'environnement," a déclaré le chercheur associé Kevin France du Center for Astrophysics and Space Astronomy de l'Université du Colorado, à Boulder. "Nous pouvons utiliser ces nouvelles données pour comprendre comment les processus de supernova règlent l'évolution des galaxies."

Découverte en 1987, la Supernova 1987A est l'étoile variable la plus proche de la Terre détectée depuis 1604 et elle réside dans le Grand Nuage de Magellan voisin, une galaxie naine à côté de notre propre galaxie de la Voie lactée.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/30/full/

Observing Supernova 1987A with the Refurbished Hubble Space Telescope

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'observatoire spatial infrarouge Herschel de l'ESA a découvert que le rayonnement ultraviolet des étoiles est l'ingrédient principal pour la fabrication d'eau dans l'espace. C'est la seule explication sur pourquoi une étoile mourante est entourée par un colossal nuage de vapeur d'eau chaude.

Chaque recette a besoin d'un ingrédient secret. Quand les astronomes ont découvert un nuage inattendu de vapeur d'eau autour de la vieille étoile IRC+10216 en 2001, ils ont immédiatement commencé à rechercher la source. Des étoiles comme IRC+10216 sont connues comme des étoiles de carbone et sont considérées comme ne pas faire beaucoup d'eau. Au commencement ils ont suspecté que la chaleur de l'étoile devait évaporer des comètes ou même des planètes naines pour produire de l'eau.

Étoile géante IRC+10216 - Crédit : ESA/PACS/SPIRE/MESS Consortia

Maintenant, les instruments PACS et SPIRE de Herschel ont révélé que l'ingrédient secret est le rayonnement ultraviolet, parce que l'eau est trop chaude pour provenir de la destruction de corps célestes glacials.

« C'est un bon exemple de la façon dont de meilleurs instruments peuvent changer complètement notre représentation, » dit Leen Decin (Katholieke Universiteit Leuven, Belgique), l'auteur important du papier sur ce travail. La superbe sensibilité des instruments de Herschel a révélé que l'eau autour d'IRC+10216 varie en température d'environ ?°C à 800°C, ce qui indique qu'elle s'est formée beaucoup plus près de l'étoile que les comètes peuvent stablement exister.

IRC+10216 est une étoile géante rouge, des centaines de fois de la taille du Soleil, bien que de seulement plusieurs fois sa masse. Si elle remplaçait le Soleil dans notre Système solaire, elle se prolongerait au-delà de l'orbite de Mars.

Elle est à 500 années-lumière et bien qu'elle soit à peine discernable aux longueurs d'onde du visible, même dans les plus grands télescopes, c'est l'étoile la plus lumineuse dans le ciel à quelques longueurs d'onde infrarouges. C'est parce qu'elle est entourée par une énorme enveloppe de poussières qui absorbe presque tout son rayonnement visible et le re-émet en tant que lumière infrarouge. C'est dans l'enveloppe que la vapeur d'eau a été trouvée. Mais comment l'eau y est-elle arrivée ?

L'indice essentiel a été trouvé par Herschel. Les observations avaient déjà révélé la structure dense dans l'enveloppe poussiéreuse autour d'IRC+10216. La détection d'eau de Herschel a incité les astronomes à se rendre compte que le rayonnement ultraviolet des étoiles environnantes peut parvenir profondément dans l'enveloppe entre les blocs et casser des molécules telles que l'oxyde de carbone et l'oxyde de silicium, libérant des atomes d'oxygène. Les atomes d'oxygène s'attachent alors aux molécules d'hydrogène, formant de l'eau.

« C'est le seul mécanisme qui explique la gamme complète de température de l'eau, » dit Decin. Plus près de l'étoile l'eau s'est formée, plus chaude elle sera.

Decin et ses collègues prévoient maintenant de prolonger les observations à d'autres étoiles de carbone. « Nous sommes pleins d'espoir que Herschel trouvera également les mêmes situations autour de ces étoiles, » dit-elle.

Sur Terre, les composés de carbone et l'eau sont les ingrédients principaux pour la vie. Maintenant, grâce à Herschel, nous savons que tous les deux peuvent être fabriqués autour d'IRC+10216, et que l'ingrédient secret pour l'eau est le rayonnement ultraviolet des étoiles environnantes.

http://www.esa.int/SPECIALS/Herschel/SEMW76EODDG_0.htm

http://sci.esa.int/jump.cfm?oid=47649

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Douze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 ou C2) ou par le satellite STEREO-A (STEREO-SECCHI imager HI1) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2010-Q35 et MPEC 2010-Q36.

Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2010 A17 qui appartient au groupe de Meyer.

C/2010 A6 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 A7 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 A8 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 A9 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan 

C/2010 A10 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 A11 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10Q35.html (MPEC 2010-Q35)

C/2010 A12 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 A13 (STEREO) détectée par Alan Watson

C/2010 A14 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 A15 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 A16 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 A17 (SOHO) détectée par Arkadiusz Kubczak

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10Q36.html (MPEC 2010-Q36)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La galaxie NGC 4666 occupe fièrement le centre de cette nouvelle image, prise en lumière visible avec la caméra WFI sur le télescope de 2,2 mètres MGP/ESO à l'Observatoire de La Silla au Chili. NGC 4666 est une remarquable galaxie avec une très vigoureuse formation d'étoiles et un super-vent peu commun de gaz éjecté. Elle a été observée précédemment en rayons X par le télescope spatial de l'ESA XMM-Newton et l'image présentée ici a été prise afin de permettre d'étudier plus en profondeur d'autres objets détectés lors des dernières observations en rayons X.

Crédit : ESO/J. Dietrich

La galaxie NGC 4666, proéminente au centre de cette image, est une galaxie à sursaut de formation d'étoiles située à 80 millions d'années-lumière de la Terre dans laquelle une formation stellaire particulièrement intense est en cours. On pense que ce sursaut de formation d'étoiles est provoqué par les interactions gravitationnelles entre NGC 4666 et ses voisines galactiques parmi lesquelles NGC 4668, visible tout en bas à gauche de l'image. Ces interactions déclenchent souvent de vigoureuses formations d'étoiles dans les galaxies impliquées.

La combinaison d'explosions de supernova et de forts vents provenant d'étoiles massives dans la région du sursaut d'étoiles engendre une importante éjection de gaz de la galaxie dans l'espace – ce que l'on appelle un « super-vent ». Le super-vent est de taille gigantesque, venant de la région centrale brillante de la galaxie et s'étendant sur des dizaines de milliers d'années-lumière. Comme le gaz de ce super-vent est très chaud, il rayonne principalement dans les domaines des rayons X et radio du spectre et ne peut être vu sur les images prises en lumière visible comme celle présentée ici.

Cette image a été réalisée dans le cadre d'un suivi des observations faites en rayons X avec le télescope spatial de l'ESA XMM-Newton. NGC 4666 était la cible initiale des observations du télescope XMM-Newton, mais grâce à son grand champ de nombreuses autres sources de rayons X ont également été observées en arrière-plan. Une de ces détections fortuites est un faible amas de galaxies que l'on voit près du bord de l'image en bas et à droite du centre. Cet amas est bien plus loin de la Terre que ne l'est NGC 4666, à une distance d'environ trois milliards d'années-lumière.

Afin de comprendre complètement la nature des objets astronomiques, les chercheurs doivent les étudier dans différentes longueurs d'onde, car la lumière à différentes longueurs d'onde peut nous éclairer sur différents processus physiques mis en jeu. Dans ce cas, les observations de la caméra WFI (Wide Field Imager) [1] ont été faites en lumière visible pour étudier plus en  détail ces objets inattendus détectés en rayons X – un bon exemple de la manière dont des astronomes utilisant différents télescopes travaillent ensemble pour explorer l'Univers.

Notes

[1] La caméra WFI est un projet conjoint entre l'Observatoire Européen Austral (ESO), le Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) à Heidelberg (Allemagne) et l'Osservatorio Astronomico di Capodimonte (OAC) à Naples (Italie).

Liens

L'article décrivant le suivi de XMM-Newton : A&A 449, 837

L'image de la galaxie en rayons X

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1036/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie