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Pendant les 100 premiers jours passés à la surface de Mars, l'instrument ChemCam à bord du rover Curiosity a pu analyser à distance un grand nombre d'échantillons du sol martien, avec une précision spatiale inédite. Ces premières analyses effectuées par des chercheurs de l'IRAP (OMP – Université Toulouse III – Paul Sabatier / CNRS) en collaboration avec les équipes franco-américaines de ChemCam [1] ont révélé une grande diversité chimique des grains du sol martien, mais surtout le fait que les grains les plus riches en fer et magnésium sont hydratés. Pour les auteurs, cette hydratation pourrait constituer une partie importante du réservoir d'eau présente à la surface de Mars et observée lors des missions précédentes. L'origine de ce réservoir est l'une des clés de la compréhension de l'évolution du climat martien. Ces travaux sont publiés dans la revue Science du 27 septembre 2013, dans une série de cinq articles dédiés aux premiers résultats de Curiosity.

Images du sol martien avant et après les tirs lasers de ChemCam. 1 : image Mastcam 2 : images RMI ChemCam

Crédits : NASA/JPL-Caltech/LANL/CNES/IRAP/IAS/CNRS

La composition chimique, la minéralogie et les propriétés physiques du sol martien sont des indicateurs des processus d'érosion, d'altération et de transport qui ont modifié la surface de la planète au cours des temps géologiques. L'analyse du sol martien permet donc d'étudier l'évolution de l'environnement et du climat de la planète, lui-même étroitement lié à l'évolution du cycle de l'eau dont dépendent les conditions d'habitabilité de la planète. De plus, le bombardement météoritique et l'érosion éolienne ayant également contribué à homogénéiser la composition de la surface, l'analyse des sols permet peut-être d'accéder à la composition moyenne de la croûte de la planète.

Le rover Curiosity, qui arpente le fond du cratère Gale depuis le 6 août 2012, possède à son bord des instruments inédits pour caractériser le sol martien, dont l'instrument ChemCam. Ce spectromètre de plasma induit par laser (Laser Induced Breakdown Spectrometer) couplé à une caméra (Remote Microscopic Imager) permet d'effectuer des analyses d'échelle submillimétrique de la composition chimique du sol martien, et ainsi de révéler de possibles mélanges entre pôles chimiques différents et de déterminer sa genèse.

Au cours des 100 premiers jours de la mission, ChemCam a analysé à distance environ 140 échantillons de sol, le long d'une traverse de près de 400 mètres. Ces analyses révèlent une grande diversité chimique associée à des tailles de grains différentes. Les graviers les plus grossiers (quelques millimètres) sont riches en silicium, aluminium et en alcalins (composition felsiques). Cette première catégorie, à proximité du site d'atterrissage, semble résulter de l'érosion mécanique de conglomérats d'origine fluviatile, vraisemblablement charriés depuis les bords du cratère Gale par la rivière Peace River. Ce type de composition n'avait pas encore été rencontré par les missions orbitales précédentes.

L'instrument ChemCam de Mars Curiosity au travail pour analyser la composition du sol martien. Crédits : NASA/JPL-Caltech

Le deuxième pôle chimique analysé, plus riche en fer et magnésium (composition mafique), est quant à lui associé aux grains de sable les plus fins, que l'on retrouve incorporés dans tous les sols analysés, mais particulièrement dans les formations éoliennes. Les instruments ChemCam et APXS (Alpha Particle X-ray Spectrometer) ont montré que sa composition chimique était proche de celle des sols analysés dans d'autres régions par les rovers Sojourner, Spirit et Opportunity, et proche de la composition de la poussière atmosphérique. Néanmoins, cette composition diffère de celle des roches alentours. Ces résultats suggèrent soit des processus de mélange à l'échelle globale ayant homogénéisé les grains les plus petits du sol martien, soit la prépondérance de régions de composition basaltique similaire.

Par ailleurs, les analyses effectuées par ChemCam ont révélé que cette fraction fine des sols et la poussière atmosphérique étaient hydratées. Curiosity s'est immobilisé plusieurs semaines pour analyser plus finement une petite dune de sable appelée Rocknest sand shadow. Cette étape a été l'occasion d'utiliser les capacités d'analyse des deux instruments CheMin (diffraction X) et SAM (Sample Analysis on Mars, mesure des composés volatiles organiques et inorganiques). Leurs analyses combinées indiquent que l'hydratation du sol fin est associée à une phase amorphe, et non pas à des phases cristallines hydratées. La similarité chimique entre ces échantillons et ceux analysés en d'autres endroits de la planète permet probablement d'extrapoler les résultats obtenus par Curiosity à une échelle plus globale. Ainsi, les variations de la teneur en hydrogène de la surface de Mars, mesurée depuis l'orbite pas la sonde Mars Odyssey, pourraient s'expliquer par des proportions différentes de ce type de sol et de cette phase  hydratée.

Enfin, les analyses réalisées par ChemCam suggèrent que les échanges diurnes de vapeur d'eau avec l'atmosphère sont limités.

Les mesures effectuées par ChemCam, couplées aux analyses des autres instruments de Curiosity, permettent donc de mieux comprendre la diversité chimique du sol martien, son hydratation, et sa relation avec le contexte géologique du cratère Gale et de Mars dans sa globalité.

Note(s) :

[1] Liste des laboratoires français partis prenants dans le projet Mars Curiosity (via les instruments ChemCam et SAM). Le CNES, l'agence spatiale française assure la maîtrise d'ouvrage de la contribution française à Curiosity. Scientifiques et ingénieurs pilotent ensemble ChemCam et SAM, en particulier depuis un centre de mission basé au centre du CNES à Toulouse, le FIMOC.

- Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (CNRS/Université Toulouse III - Paul Sabatier)

- Laboratoire atmosphères, milieux, observations spatiales (CNRS/Université Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines/Université Pierre et Marie Curie, IPSL)

- Laboratoire Interuniversitaire des Systèmes Atmosphériques (CNRS/Université Paris-Est Créteil/Université Paris Diderot, IPSL)

- Commissariat à l'Energie Atomique et aux Energies Alternatives (CEA)

- GéoRessources (CNRS/Université de Lorraine, Nancy)

- Géosciences Environnement Toulouse (CNRS/Université Toulouse III - Paul Sabatier, CNES, Institut de Recherche pour le Développement)

- Institut d'Astrophysique Spatiale (CNRS/Université Paris Sud, Orsay)

- Institut de Physique du Globe de Paris (CNRS/Universités de Paris-Diderot, Paris)

- Institut des Sciences de la Terre (CNRS/Universités de Savoie/Université Joseph Fourier, Institut de Recherche pour le Développement, Institut Français des Sciences et Technologies des Transports, de l'Aménagement et des Réseaux, Grenoble)

- Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux (CNRS/Université de Bordeaux1)

- Laboratoire de Géologie de Lyon, Terre, Planètes, Environnement (CNRS/Université Claude Bernard, ENS Lyon)

- Laboratoire de Planétologie et de Géodynamique de Nantes (CNRS/Université de Nantes, Nantes)

- Laboratoire de Minéralogie et Cosmochimie du Muséum (CNRS, Muséum National d'Histoire Naturelle)

Référence : 

Soil Diversity and Hydration as Observed by ChemCam at Gale Crater, Mars, P.-Y. Meslin et al., Science, Vol. 341, http://dx.doi.org/10.1126/science.1238670

La collection des cinq articles sur le site Science : http://www.sciencemag.org/site/extra/curiosity/index.xhtml

Source : INSU:CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/4515

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes ont peut-être trouvé la galaxie la plus dense dans l'Univers proche. La galaxie, appelée M60-UCD1, est proche d'une galaxie massive elliptique NGC 4649, également appelée M60, à environ 54 millions d'années-lumière de la Terre. Cette image composite montre M60 et la région qui l'entoure, où les données de l'Observatoire de rayons X Chandra sont en rose et les données du télescope spatial Hubble sont en rouge, vert et bleu. L'image de Chandra montre le gaz chaud et des étoiles doubles contenant des trous noirs et des étoiles à neutrons, et l'image de Hubble révèle des étoiles dans M60 et les galaxies voisines dont M60-UCD1. La flèche pointe vers M60-UCD1.

Remplie d'un nombre extraordinaire d'étoiles, M60-UCD1 est une "galaxie naine ultra-compact". C'est une des galaxies les plus massives de ce type, pesant 200 millions de fois plus que notre Soleil, basé sur des observations avec le télescope Keck de 10 mètres à Hawaii. Etonnamment, près de la moitié de cette masse se trouve dans un rayon de seulement environ 80 années-lumière. Cela rendrait la densité d'étoiles environ 15.000 fois plus grande que celle observée dans le voisinage de la Terre dans la Voie lactée, ce qui signifie que les étoiles sont environ 25 fois plus proches.

Pour plus d'informations sur M60-UCD1, visitez http://chandra.si.edu/press/13_releases/press_092413.html.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2013/40/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Première lumière de la nouvelle caméra du télescope APEX

Un nouvel instrument appelé ArTéMiS a été installé avec succès sur APEX (Atacama Pathfinder Experiment). APEX est un télescope de 12 mètres de diamètre situé en altitude dans le désert d'Atacama qui fonctionne à des longueurs d'onde millimétriques et submillimétriques - entre la lumière infrarouge et les ondes radio dans le spectre électromagnétique - et qui constitue un outil précieux pour les astronomes afin de scruter l'Univers lointain. Le nouvel appareil vient de livrer une vue spectaculaire et très détaillée de la nébuleuse de la Patte de Chat.

La Nébuleuse de la Patte de Chat, une région de formation d'étoiles observée à travers les yeux d'ArTeMIS

Crédit : ArTeMiS team/Ph. André, M. Hennemann, V. Revéret et al./ESO/J. Emerson/VISTA

Acknowledgment: Cambridge Astronomical Survey Unit

ArTéMiS est une nouvelle caméra submillimétrique à grand champ qui vient compléter l'ensemble des instruments équipant le télescope APEX et qui permet désormais d'accroître la profondeur et le détail des observations obtenues [1]. La nouvelle génération de détecteurs utilisés par ArTéMiS agit plus comme une caméra CCD par rapport à la précédente génération de détecteurs présents sur l'instrument. Cela permettra d'obtenir des cartes du ciel à grand champ qui seront disponibles plus rapidement et avec une précision beaucoup plus importante (augmentation considérable du nombre de pixels).

L'équipe scientifique [2] qui a installé ArTéMiS a dû lutter contre des conditions climatiques extrêmes pour mener à bien sa mission. De très fortes chutes de neige sur le plateau de Chajnantor avaient presque enterré le bâtiment de commande d'APEX. Mais avec l'aide, sur place, du personnel technique d'APEX et du projet ALMA, l'équipe a pu transporter les éléments de la caméra ArTéMiS jusqu'au télescope via une route de fortune, en évitant les importants amas de neige. Ils ont ainsi été en mesure d'installer l'appareil, de mettre en place le cryostat, et de le positionner dans son emplacement final.

Afin de tester l'instrument, l'équipe a ensuite dû attendre le retour d'un temps plus sec car les longueurs d'onde submillimétriques qu'observe ArTéMiS sont très fortement absorbées par la vapeur d'eau. Le moment venu, les observations d'essais ont pu être effectuées avec succès. A la suite de ces tests et des observations de contrôle, ArTéMiS a déjà pu être utilisée pour plusieurs projets scientifiques. Une de ces cibles était la région de formation d'étoiles NGC 6334 (la nébuleuse de la Patte de Chat), située dans la constellation australe du Scorpion. Cette nouvelle image d'ArTeMiS est d'une qualité nettement supérieure aux images antérieures obtenues avec APEX dans la même région du ciel.

Les tests d'ArTéMiS se poursuivent et la caméra va bientôt retourner à Saclay, en France, afin d'être équipée de détecteurs supplémentaires. Toute l'équipe est déjà très enthousiaste concernant les résultats des observations recueillies. Celles-ci constituent une belle récompense suite à de nombreuses années de travail et n'auraient pas pu être réalisées sans l'aide et le soutien de toutes les équipes de recherche impliquées.

Notes

[1] ArTéMiS signifie: Architectures de bolomètres pour des Télescopes à grand champ de vue dans le domaine sub-Millimétrique au Sol

[2] L'équipe de mise en service du CEA se compose de Philippe André, Laurent Clerc, Cyrille Delisle, Eric Doumayrou, Didier Dubreuil, Pascal Gallais, Yannick le Pennec, Michel Lortholary, Jérôme Martignac, Vincent Revéret, Louis Rodriguez, Michel Talvard et François Visticot.

Plus d'informations

APEX est une collaboration entre le Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR), l'Onsala Space Observatory (OSO) et ESO. L'exploitation d'APEX à Chajnantor est confiée à l'ESO.

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- La page web du projet ArTeMiS au CEA Saclay

- La page web d'ArTeMiS à APEX

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1341/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Titan, le principal satellite de Saturne, est un monde cryogénique où la température de surface est constamment aux environs de 90 kelvins (-183°C). Malgré cela, cet astre recèle une géologie dynamique et une chimie organique complexe. En effet, depuis l'atterrissage de la sonde Huygens en 2005 et la poursuite de la mission par le vaisseau CASSINI [1] qui survole régulièrement Titan, on a pu faire de nombreuses découvertes. En 2007, grâce au RADAR de CASSINI, de grands lacs d'hydrocarbures ont été découverts dans les régions polaires. Parmi ces observations, on trouve également des lits de lacs asséchés. Récemment, des images infrarouges de ces derniers, croisées aux données RADAR, ont révélé l'existence d'un dépôt probablement d'origine évaporitique [2] au fond de ces lacs ayant perdu leur phase liquide. Une collaboration internationale, menée par un chercheur de l'Institut UTINAM de Besançon (OSU THETA-CNRS/Université de Franche-Comté) vient de montrer, grâce à des simulations numériques, qu'il pourrait s'agir d'une couche riche en butane et acétylène à l'état solide. Ces résultats ont été publiés récemment dans la revue Icarus  et ont été mis en avant dans les Research Highlights de la revue Nature Geoscience.

La géologie de Titan est dominée par la glace. Néanmoins, son atmosphère, aussi dense que celle de la Terre, composée principalement d'azote et de méthane, produit de nombreuses espèces organiques. Les observations faites avec les instruments à bord de CASSINI et les modèles d'atmosphère, incluant la photochimie, nous renseignent sur la nature de ces espèces. Certaines, rencontrant les conditions thermodynamiques de leur condensation, précipitent à la surface de Titan sous forme liquide (c'est le cas de l'éthane) ou solide (comme HCN ou CO2). A ceci s'ajoute un cycle « hydrologique » du méthane dans la troposphère de Titan : des périodes d'averses de méthane, conduisant au remplissage des lacs, sont suivies par des périodes plus sèches pendant lesquelles une évaporation significative peut avoir lieu.

Si le fond des lacs, aujourd'hui à sec, était recouvert de sédiments apportés par l'érosion des terrains périphériques, ils auraient alors une composition peu différente de celle de ces derniers. Ce scenario est contredit par les observations infrarouges réalisées avec le spectro-imageur VIMS de CASSINI. Il reste la possibilité de matériaux organiques, initialement dissouts, déposés par le liquide après son évaporation. Des simulations numériques prenant en compte les résultats des modèles d'atmosphères, l'évaporation du méthane, de l'éthane et de l'azote dissout, ont donc menés à prédire l'existence d'une couche superficielle riche en butane et acétylène, tous les deux à l'état solide. L'influence de nombreux paramètres a été testée et les résultats se sont montrés robustes. En effet, la grande solubilité du butane et de l'acétylène dans les mélanges d'éthane et de méthane liquides implique leurs saturations tardives. Ce phénomène alimente préférentiellement les couches de matière déposées en fin de processus, qui sont aussi celles se trouvant en surface.

Malheureusement la turbidité [3] des lacs de Titan est à ce jour inconnue. La présence de particules solides en suspension pourrait changer notablement les prédictions des simulations. En jouant le rôle de sites de nucléation, ces particules pourraient provoquer une précipitation « en volume » des espèces dissoutes, le dépôt ne se faisant alors plus directement sur le fond. Outre l'aspect géochimique nouveau, qui a un intérêt en soit, ces formations évaporitiques ouvrent une perspective de chimie organique « de surface » sur Titan. De façon beaucoup plus spéculative, des chercheurs imaginent des formes de vie dont le métabolisme pourrait être entretenue par l'énergie libérée lors de la réaction de l'acétylène et de l'hydrogène présent dans l'atmosphère.
Ces résultats encouragent une exploration plus approfondie de Titan. Des concepts de mission incluant une exploration in situ par un ballon ou par un atterriseur ont été récemment déposés à l'ESA par un consortium de chercheurs européens et américains, coordonné par G. Tobie (LPGNantes, France), N. Teanby (U. Bristol, GB) et G. Mitri (INAF, Italie).

Note(s) :

[1] La mission CASSINI/Huygens : http://saturn.jpl.nasa.gov et http://sci.esa.int/cassini-huygens

[2] Évaporitique : dont l'origine est liée à l'évaporation d'un solvant (ici principalement le méthane liquide), un dépôt solide d'espèces initialement dissoutes-- se formant dans le lit du système considéré. Le sel des marais salants est un exemple de dépôt évaporitique.

[3] Turbidité : propriété d'un liquide rendant compte de sa concentration en matériaux qui le troublent. Une forte présence de particules de sédiments en suspension est un exemple provoquant une importante turbidité de l'eau d'une rivière.

Référence : 

On the chemical composition of Titan's dry lakebed evaporites, D. Cordier et al., Icarus, 2013, 226, 1431-1437.
A retrouver dans les Highlights de Nature Geoscience : http://www.readcube.com/articles/10.1038/ngeo1941

Source : INSU:CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/4505

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les missions spatiales de l'ESA s'apprêtent à observer un visiteur glacé dans le Système solaire interne : la comète ISON, qui pourra également être vue dans le ciel nocturne à la fin de cette année comme un objet visible à l'oeil nu.

Une vue unique de Hubble de la comète ISON - Crédit : NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

La comète a été découverte dans les images prises le 21 septembre 2012 par les astronomes Artyom Novichonok et Vitali Nevski à l'aide d'un télescope de 40 cm de diamètre qui fait partie de l'International Scientific Optical Network, ISON.

Provenant du nuage d'Oort, un réservoir de corps glacés à des milliards de kilomètres du Soleil, ISON est sur une trajectoire qui l'amenera à une distance rasante - 1,2 millions de kilomètres - au-dessus de la surface visible du Soleil le 28 Novembre.

Le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA a pris des images détaillées, plus tôt cette année, comme l'image principale présentée ici du 30 Avril. Dans cette composition, la comète est présentée sur un fond imagé séparément d'étoiles et de galaxies.

Depuis un certain temps, la vue de la comète depuis la Terre était temporairement masquée par le Soleil, mais elle a été repérée à nouveau en Août, par l'astronome amateur Bruce Gary.

Les astronomes du monde entier regardent maintenant avec enthousiasme car la comète se rapproche, son coma - l'atmosphère ténue qui entoure le noyau de roche et de glace de la comète - devenant plus prononcée car la glace de sa surface est réchauffée par le Soleil et transformée en gaz. Les débris poussiéreux sont suspendus dans la chevelure et balayés dans une queue, qui deviendra également plus importante lors de l'approche de la comète au Soleil.

Comète ISON le 15 Septembre 2013 - Crédit : P. Lawrence

L'astronome Pete Lawrence du Royaume-Uni a imagé la comète ISON (illustrée ci-dessus) le 15 septembre, lorsqu'elle est passée à travers la constellation du Cancer en cours de route vers le Lion. Pete a utilisé un télescope de 10 cm de diamètre équipée d'une caméra CCD ; les expositions ont totalisé 40 minutes, avec des images individuelles empilées les unes sur les autres pour produire le résultat final.

Des missions spatiales de l'ESA et de la NASA se préparent également à observer la comète. Ce soir, Mars Express de l'ESA démarre sa campagne d'observation, à prendre des photos et à analyser la composition de la chevelure de la comète au cours des deux prochaines semaines. La comète sera au plus près de Mars le 1er 0ctobre - à une distance de 10,5 millions de kilomètres - six fois plus près quelle s'approchera de la Terre.

La mission SOHO de l'ESA/NASA verra la comète lorsqu'elle contournera le Soleil à la fin de Novembre, et les astronomes attendront de voir si la comète survit à sa fougueuse rencontre.

Venus Express et Proba-2 de l'ESA prévoient également de cibler la comète en Novembre et Décembre.

La comète sera plus brillante dans notre ciel juste avant et dans la semaine après sa rencontre avec le Soleil, en supposant qu'elle survive, mais sera probablement sur le déclin au moment où elle fera son approche au plus près de la Terre le 26 Décembre. Elle passera auprès de la Terre sans aucun danger d'impact.

Étant donné que les comètes sont imprévisibles par nature, et que les engins spatiaux orbitant la planète ne visent pas principalement à observer des comètes lointaines, on ignore exactement quels résultats sont à prévoir. Mais en attendant les résultats des engins spatiaux, il y a clairement déjà beaucoup à voir depuis le sol.

Si vous faites des observations éventuelles, l'ESA vous invitent à les partager sur les canaux Twitter et Flickr. Vous pouvez les contacter via Twitter à @esascience ou par courriel à scicomm@esa.int.

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Preparing_for_Comet_ISON

Page Spéciale La comète C/2012 S1 (ISON) - la grande comète de 2013

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La comète P/2006 XG16 (Spacewatch), observée pour la dernière fois le 14 Avril 2007, a été retrouvée par J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II) sur les images CCD obtenues les 14 et 15 Septembre 2013 avec le télescope de 1.8-m f/2.7.

Découvert initialement par Spacewatch le 10 Décembre 2006, l'astéroïde 2006 XG16 avait montré une activité cométaire, détectée par Carl Hergenrother, sur les images prises les 27 et 28 janvier 2007 avec le télescopte Catalina de 1.54-m.

Les éléments orbitaux de la comète P/2006 XG16 = 2013 R2 (Spacewatch) indiquent un passage au périhélie le 10 Janvier 2014 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil, et une période d'environ 6,9 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13S01.html (MPEC 2013-S01)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK06X16G

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2013%20R2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2006 XG16 = 2013 R2 (Spacewatch) a reçu la dénomination définitive de 293P/Spacewatch en tant que 293ème comète périodique numérotée.

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

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'ensemble de nuages de gaz lumineux qui apparaît sur cette nouvelle image compose une vaste nurserie stellaire baptisée Nébuleuse de la Crevette. L'utilisation du Télescope de grands relevés du VLT installé à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili a permis d'acquérir l'image la plus nette à ce jour de cet objet. Elle révèle l'existence d'amas d'étoiles chaudes nouvellement formées et nichées au cœur des nuages qui composent la nébuleuse.

Vue détaillée de la Nébuleuse de la Crevette acquise par le VST de l'ESO - Crédit : ESO. Acknowledgement: Martin Pugh

Située à environ 6000 années-lumière de la Terre dans la constellation du Scorpion, la nébuleuse officiellement notée IC 4628 couvre une vaste région de gaz et d'amas de poussière sombre. Ces nuages de gaz sont des régions de formation d'étoiles, à l'origine de jeunes étoiles chaudes et brillantes. Dans le domaine visible, ces étoiles apparaissent de couleur bleue-blanche ; toutefois, elles émettent également d'intenses rayonnements dans d'autres domaines de longueur d'onde dans l'ultraviolet notamment [1].

Le rayonnement ultraviolet en provenance des étoiles explique la luminosité des nuages de gaz. Cette radiation extirpe les électrons des atomes d'hydrogène ; lorsque ceux-ci se recombinent, de l'énergie est libérée sous forme de lumière. La couleur de la lumière émise est caractéristique de chaque élément chimique ; dans le cas de l'hydrogène, elle est à dominante rouge. IC 4628 constitue un exemple de ce qu'on appelle une région HII [2].

La Nébuleuse de la Crevette s'étend sur quelque 250 années-lumière. Depuis la Terre, sa surface visible équivaut à quatre fois celle de la pleine Lune. En dépit de son gigantisme, les observateurs l'ont bien souvent négligée. En cause : sa faible luminosité et l'émission d'une grande partie de son rayonnement dans des domaines de longueurs d'onde situés en dehors du domaine visible. La nébuleuse est également connue sous l'appellation Gum 56, en référence à l'astronome australien Colin Gum, auteur d'un catalogue recensant les régions HII en 1955.

Au cours des derniers millions d'années, de nombreuses étoiles, isolées pour certaines, groupées en amas pour d'autres, se sont formées dans cette région du ciel. Un vaste amas d'étoiles dispersées baptisé Collinder 316 couvre la majeure partie de cette image. Ce groupe d'étoiles appartient à un amas de dimensions plus vastes encore, constitué d'étoiles très chaudes et brillantes. De nombreuses structures sombres ou cavités sont également visibles : dans ces régions de l'espace, la matière interstellaire a été soufflée par les vents violents issus des étoiles chaudes environnantes.

Cette image a été acquise par le Télescope de grands relevés du VLT (VST) installé à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili. Le VST est le plus grand télescope au monde dédié aux relevés du ciel dans le domaine visible. Ce télescope de 2,60 mètres de diamètre à la pointe de la technologie a été construit autour de la caméra OmegaCAM dotée de 32 détecteurs CCD dont l'utilisation combinée permet de constituer des images de 268 mégapixels. Cette nouvelle image de 24 000 pixels de large résulte de la combinaison de deux images de ce type et constitue l'une des images les plus grandes publiées par l'ESO à ce jour.

L'image s'inscrit dans le cadre d'une campagne détaillée de relevés publics d'une vaste partie de la Voie Lactée notée VPHAS+, qui utilise le potentiel du VST pour détecter de nouveaux objets telles de jeunes étoiles et des nébuleuses planétaires. Cette campagne d'observations fournira également les meilleurs clichés à ce jour de nombreuses régions de formation d'étoiles brillantes, tel celui publié ici.

Afin de faire ressortir la couleur des magnifiques images acquises par le VST, des photographies de grande qualité prises depuis l'Australie au travers de divers filtres colorés ont été utilisées. Ces photographies sont l'œuvre de Martin Pugh, un astronome amateur très expérimenté équipé de deux télescopes de 32 et 13 centimètres de diamètre [3].

Notes

[1] Le même type de radiation ultraviolette est à l'origine des brûlures qui apparaissent à la surface de notre peau lorsque nous l'exposons trop longtemps au Soleil sans l'avoir préalablement protégée. L'atmosphère terrestre protège les êtres vivants d'une grande partie du rayonnement ultraviolet, seules les ondes de longueur supérieure, comprise entre 300 et 400 nanomètres, parviennent au sol et provoquent le bronzage, voire les brûlures constatées sur notre peau. La radiation ultraviolette émise par les étoiles très chaudes des régions HII et susceptible d'ioniser l'hydrogène est caractérisée par des longueurs d'onde plus courtes, inférieures à 91,2 nanomètres.

[2] Les astronomes utilisent le terme "HII" pour désigner l'hydrogène ionisé, et le terme "HI" dans le cas de l'hydrogène atomique. Un atome d'hydrogène est constitué d'un proton et d'un électron lié au proton ; dans un gaz ionisé, les atomes se décomposent en des électrons libres et des ions positifs des protons dans ce cas.

[3] Plus d'informations sur ses observations de cet objet sont disponibles sur la page Web de Martin Pugh.

Plus d'informations

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- Le relevé VPHAS+

- Photos du VST

- Images acquises au moyen du VST

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1340/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Il y a dix ans, l'astronome John Blakeslee a repéré les points de lumière parsemant toutes les images d'un gigantesque amas de galaxies, appelé Abell 1689. Chaque point n'était pas une étoile, mais des centaines de milliers d'étoiles entassées dans des groupes appelés amas globulaires. Blakeslee a compté 500 de ces amas, les plus brillants membres d'une population grouillante d'amas globulaires.

Maintenant, un nouveau recensement de Hubble des amas globulaires dans Abell 1689 révèle qu'environ 160.000 de ces groupements sont blottis près du cœur de l'amas de galaxies. Les observations de Hubble battent le record pour les plus éloignés et les amas les plus globulaires jamais vus. Les amas globulaires sont les pionniers des galaxies, contenant certaines des plus vieilles étoiles survivantes dans l'Univers. Ces reliques stellaires sont importantes à étudier car elles nous aident à découvrir l'histoire de la formation des galaxies dans l'Univers primordial. En comparaison, seulement 150 amas globulaires sont en orbite autour de la Voie Lactée.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2013/36/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les télescopes de l'ESO dressent la meilleure cartographie 3D à ce jour du bulbe central de la Voie Lactée

Vue d'artiste du bulbe central de la Voie Lactée - Crédit : ESO/NASA/JPL-Caltech/M. Kornmesser/R. Hurt

Deux groupes d'astronomes ont utilisé les données des télescopes de l'ESO pour dresser la meilleure carte tridimensionnelle à ce jour des régions centrales de la Voie Lactée. Ils ont découvert que les régions centrales, observées sous certains angles, présentent l'aspect d'une cacahuète ou d'un X. Cette forme inhabituelle a été reconstituée au moyen des données publiques du télescope d'observation VISTA de l'ESO combinées aux mesures des vitesses de centaines d'étoiles très peu brillantes situées dans le bulbe central.

Le bulbe galactique, qui s'étend sur plusieurs milliers d'années lumière, constitue l'une des régions les plus importantes et les plus massives de la galaxie. La structure et l'origine de ce vaste nuage central composé d'environ 10 000 millions d'étoiles demeurent en partie méconnues.

Malheureusement, la présence de nuages denses de gaz et de poussières entre notre point d'observation terrestre, situé à l'intérieur du disque galactique, et cette région centrale distante de quelque 27 000 années lumière, obscurcit notablement nos observations. Les astronomes sont donc contraints d'observer le bulbe à de plus grandes longueurs d'onde, situées dans la partie infrarouge du spectre, capables de transpercer les nuages de poussières.

Des observations antérieures du bulbe, effectuées dans le cadre du sondage infrarouge 2MASS, avaient déjà mis en évidence l'existence de la mystérieuse structure du bulbe en forme de X. Afin de mieux discerner la structure du bulbe, deux groupes de scientifiques ont utilisé les récentes observations effectuées par plusieurs télescopes de l'ESO.

Le premier groupe, qui travaille à l'Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre (MPE) de Garching en Allemagne, a utilisé les données du sondage VVV effectué dans le proche infrarouge [1] par le télescope VISTA à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili (eso1101, eso1128, eso1141, eso1242, eso1309). Ce sondage, dont les données ont été récemment mises à disposition du public, recense des étoiles de luminosité trente fois plus faible que les sondages du bulbe effectués auparavant. L'équipe a identifié un total de 22 millions d'étoiles classées parmi les géantes rouges et dont les propriétés bien connues permettent de déterminer leurs distances [2].

« La profondeur du catalogue d'étoiles VISTA excède largement celle de tout catalogue antérieur. Elle nous permet de localiser l'intégralité de cette population d'étoiles, y compris dans les régions les plus obscurcies du ciel » nous explique Christopher Wegg (MPE), auteur principal de cette première étude. « Connaissant la distribution de ces étoiles, nous pouvons dresser une carte 3D du bulbe galactique. Il s'agit de la toute première cartographie réalisée sans formuler la moindre hypothèse concernant la forme du bulbe. »

« Il est apparu que la région centrale de notre galaxie à une forme de cacahuète enveloppée dans sa coque, vue par le côté, et celle d'une barre très allongée quand on la regarde de dessus, » ajoute Ortwin Gerhard, co-auteur du premier article et leader du Groupe Dynamique du MPE [3]. « C'est la première fois que nous pouvons voir cela dans la Voie Lactée, et les simulations de notre groupe mais aussi d'autres équipes montrent que cette forme est caractéristique des galaxies barrée qui se sont développées à partir d'un pur disque d'étoiles. »

La seconde équipe internationale, conduite par l'étudiant chilien en thèse Sergio Vásquez (Université Catholique Pontificale du Chili, Santiago, Chili et ESO, Santiago, Chili) a adopté une toute autre approche pour déterminer la structure du bulbe. Ils ont mesuré, au moyen des images acquises, à onze ans d'intervalle, par le télescope MPG/ESO de 2,20 mètres, les infimes déplacements résultant des mouvements des étoiles du bulbe dans le plan du ciel. Ces données ont été combinées aux mesures des vitesses des mêmes étoiles en direction de la Terre ou dans le sens opposé, afin de cartographier les mouvements de plus de 400 étoiles en trois dimensions [4].

« C'est la première fois que nous déterminons les valeurs des vitesses, en trois dimensions, d'un si grand nombre d'étoiles individuelles des deux côtés du bulbe » conclut Sergio Vásquez. « Les étoiles que nous avons observées semblent se répartir le long des bras du bulbe en forme de X, leurs orbites les entraînant de part et d'autre ainsi qu'à l'extérieur du plan de la Voie Lactée. Ce résultat est parfaitement conforme aux prévisions des modèles les plus avancés ! »

Les astronomes pensent qu'à l'origine, la Voie Lactée ressemblait à un disque d'étoiles qui se sont rassemblées en une barre plate il y a des milliards d'années [5]. La partie centrale de cette barre s'est ensuite constituée en boucle puis a adopté cet aspect semblable à une cacahuète tri-dimensionnelle révélé par les nouvelles observations.

Notes

[1] L'abréviation VVV se rapporte au Sondage VISTA relatif aux étoiles Variables de la Voie Lactée. Il s'agit de l'un des six vastes sondages réalisés par le télescope VISTA. Les données issues du sondage VVV sont mises à disposition de la communauté scientifique internationale au travers des Archives Scientifiques de l'ESO. Leur publication a permis l'étude réalisée au MPE.

[2] Parce qu'ils peuvent être utilisés comme chandelles standards, les groupes d'étoiles classées parmi les géantes rouges ont été choisis pour cette étude : lorsque les étoiles géantes atteignent ce stade évolutif, leur luminosité ne dépend quasiment plus de leur âge ni de leur composition. La quantité de gaz et de poussières qui obscurcit les étoiles peut être déduit des couleurs observées des amas de géantes rouges, et la distribution de leur luminosité réelle (en l'absence d'obscurcissement) peut être mesurée. Puis, les groupes de géantes rouges étant caractérisés par de semblables luminosités intrinsèques, les distances à chaque étoile peuvent être déterminées. La bonne couverture spatiale du sondage VVV a permis d'effectuer des mesures sur l'intégralité de la région centrale de la Voie Lactée, puis de reconstruire la structure 3D du bulbe.

[3] Des structures similaires en forme de cacahuète ont été observées à l'intérieur des bulbes d'autres galaxies et leur formation a été prédite par les simulations informatiques qui montrent que cette forme de cacahuète résulte de la configuration des étoiles en orbites qui forment une structure en forme de X.

[4] Les mesures de ces vitesses radiales ont été effectuées au moyen du spectragraphe FLAMES-GIRAFFE qui équipe le Très Grand Télescope de l'ESO et du spectrographe IMACS installé à l'Observatoire de Las Campanas.

[5] De nombreuses galaxies, parmi lesquelles la Voie Lactée, ont leurs régions centrales qui montrent de longues structures étroites et rectilignes appelées barres. 

Plus d'informations

Ce travail de recherche a donné lieu à la rédaction de deux articles initulés : "Mapping the three-dimensional density of the Galactic bulge with VVV red clump stars" par C. Wegg et al., à paraître dans la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, et "3D kinematics through the X-shaped Milky Way bulge", par S. Vásquez et al., récemment publié dans la revue Astronomy & Astrophysics.

La première équipe est composée de C. Wegg et O. Gerhard (tous deux travaillent à l'Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre de Garching en Allemagne).

La seconde équipe est constituée de S. Vásquez (Université Catholique Pontificale du Chili, Santiago, Chili; ESO, Santiago, Chili), M. Zoccali (Université Catholique Pontificale du Chili), V. Hill (Université de Nice Sophia-Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d'Azur, Nice, France), A. Renzini (INAF - Observatoire Astronomique de Padoue, Italie; Observatoire de Paris, France), O. A. González (ESO, Santiago, Chili), E. Gardner (Université de Franche-Comté, Besançon, France), V. P. Debattista (Université de Central Lancashire, Preston, Royaume-Uni), A. C. Robin (Université de Franche-Comté), M. Rejkuba (ESO, Garching, Allemagne), M. Baffico (Université Catholique Pontificale du Chili), M. Monelli (Institut d'Astrophysique des Canaries, La Laguna, Tenerif, Espagne; Université de La Laguna, La Laguna, Tenerif, Espagne), V. Motta (Université de Valparaiso, Chili) et D. Minniti (Université Catholique Pontificale du Chili; Observatoire du Vatican, Italie).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ». 

Liens

- Les articles scientifiques : Wegg et al et Vasquez et al.

- Photos de VISTA

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1339/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Terry Lovejoy (Thornlands) a découvert une nouvelle comète sur les images CCD obtenues le 07 Septembre 2013 avec le télescope Schmidt-Cassegrain de 0.20-m f/2.1. L'objet a été rapidement confirmé grâce aux observations de E. Guido et N. Howes (via iTelescope Observatory, Siding Spring), F. Fratev et M. Minkov (Zvezdno Obshtestvo Observatory, Plana), H. Sato (via iTelescope Observatory, Nerpio), A. Chapman, N. D. Diaz (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), M. Masek, J. Cerny, J. Ebr, M. Prouza, P. Kubanek et M. Jelinek (Pierre Auger Observatory, Malargue), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), C. Bell (Vicksburg), A. Novichonok (via iTelescope Observatory, Siding Spring), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Siding Spring), K. Kadota (Ageo),  R. Ligustri (via iTelescope Observatory, Siding Spring).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2013 R1 (Lovejoy) indiquent un passage au périhélie le 25 Décembre 2013 à une distance d'environ 0,8 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre une magnitude proche de 8 fin Novembre-début Décembre 2013.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13R72.html (MPEC 2013-R72)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 22 Décembre 2013 à une distance d'environ 0,8 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13S08.html (MPEC 2013-S08)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK13R010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2013%20R1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://remanzacco.blogspot.it/2013/09/new-comet-c2013-r1-lovejoy.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Comment les trous noirs super-massifs peuvent-ils capturer de la matière sans émettre beaucoup de rayonnement ? Grâce à un programme sans précédent d'observations en rayons X de Sagittarius A étoile (Sgr A*), le trou noir super-massif au centre de notre galaxie, une collaboration internationale à laquelle participent des chercheurs de l'Observatoire astronomique de Strasbourg (CNRS/Université de Strasbourg) apporte aujourd'hui une explication : leurs travaux ont démontré que les rayons X émis dans le voisinage de ce trou noir ne proviennent pas de couronnes d'étoiles actives mais principalement d'un gaz, trop chaud pour être capturé efficacement. Ces résultats sont parus dans l'édition du 30 août 2013 de la revue Science.

Les galaxies de taille normale, comme notre Voie lactée, abritent en leur centre un trou noir super-massif d'une masse de quelques millions à quelques milliards de fois celle du Soleil. Le noyau de certaines de ces galaxies peut être plus lumineux que toutes les étoiles de la galaxie, grâce au champ de gravité intense du trou noir super-massif qui capture la matière dans son voisinage, et libère une quantité phénoménale d'énergie gravitationnelle. Cependant, pour une raison indéterminée jusqu'ici, la plupart des noyaux de galaxies dans l'Univers local sont peu voire pas actifs, alors que la quantité de matière autour de leur trou noir super-massif central semble suffisante pour les rendre beaucoup plus lumineux.

Ainsi, au centre de la Voie Lactée, à 26000 années-lumière de la Terre, le trou noir super-massif Sgr A* est seulement une centaine de fois plus lumineux que le Soleil, alors qu'il est quatre millions de fois plus massif. Une fois par jour en moyenne, Sgr A* produit des éruptions en rayons X : sa luminosité peut alors augmenter de 160 fois en quelques dizaines de minutes [1].

Une équipe internationale s'est concentrée sur l'étude de la matière capturée et/ou éjectée par Sgr A* à la fois à l'état de repos comme lors de ses éruptions. Pour ce faire, elle a analysé les images et spectres en rayons X de Sgr A* d'une résolution et d'une sensibilité sans précédent,  obtenues en 2012 grâce à une observation en rayons X avec le satellite Chandra de la NASA [2] et son réseau par transmission à hautes énergies durant 35 jours cumulés.

Les images obtenues ont permis de distinguer deux composantes autour de Sgr A* : une émission ponctuelle variable, provenant des éruptions de Sgr A* et une émission étendue constante, avec une élongation compatible avec le disque d'étoiles massives en orbite autour de Sgr A*, dont les vents alimentent en gaz ce trou noir super-massif.

Les spectres de cette émission étendue ont permis de détecter clairement la raie Héliumoïde du fer à 6.7 keV, mais la raie Hydrogénoïde du fer à 7 keV et la raie du fer neutre ou faiblement ionisé à 6.4 keV ne sont pas visibles. "L'absence de cette raie du fer neutre ou faiblement ionisé permet de conclure que l'émission en rayons X ne provient pas des couronnes d'étoiles  actives comme une étude précédente l'avait proposé, mais bien du gaz capturé par le trou noir super-massif" commente Nicolas Grosso, de l'Observatoire astronomique de Strasbourg, l'un des chercheurs de cette équipe internationale. "Par contre, des raies d'émission d'autres éléments, comme le soufre, le calcium et l'argon, sont détectées ici pour la première fois : l'ensemble de ces raies d'émission en rayons X nous a permis de déduire la température, la densité, et la masse du gaz en fonction de sa distance au trou noir" explique Delphine Porquet, autre auteure de cet article.

Les caractéristiques du spectre en rayons X démontrent que le flot de gaz vers le trou noir super-massif ne peut pas exister sans une éjection massive de gaz. Le gaz est trop chaud pour être capturé efficacement par le trou noir : 99% du flot de gaz capturé à grande distance est finalement éjecté avant d'avoir pu atteindre la proximité du trou noir. Cela permet d'expliquer la faible luminosité de ce trou noir super-massif, et renforce les modèles de flots d'accrétion radiativement inefficaces.

Note(s):

[1] Voir l'actualité INSU du 5 novembre 2003 : « Eruption spectaculaire de rayons X en provenance du trou noir central de notre Galaxie »

[2] En savoir plus sur Chandra le télescope spatial en rayons X de la NASA

Source(s): 

Dissecting X-ray-emitting Gas around the Center of our Galaxy, Wang et al. (2013), Science

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/4466

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

D'exceptionnelles structures déposées et façonnées par l'eau et les vents ornent ces cratères imbriqués et sculptent des motifs rayonnants dans les sables de Mars.

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

Cette mosaïque, qui met l'accent sur le cratère Becquerel dans Arabia Terra, est composée de quatre images prises par la caméra stéréoscopique haute résolution sur Mars Express de l'ESA. Arabia Terra est dans la zone de transition entre les hautes terres du Sud et les basses terres du Nord de Mars.

Le cratère Becquerel est nommé d'après le physicien français du XIXe siècle Antoine Henri Becquerel (1852–1908), lauréat du prix Nobel de physique en 1903 avec Marie et Pierre Curie pour la découverte de la radioactivité.

C'est le plus grand cratère dans cette scène, d'un diamètre de 167 km, et il descend à une profondeur d'environ 3,5 km en dessous du terrain environnant. Un deuxième grand cratère se trouve à Becquerel, perforant encore plus profondément la surface, comme on le voit dans les images de Mars Express de topographie et en 3D.

Cratère Becquerel dans le contexte - Crédit : NASA MGS MOLA Science Team

La vue en perspective ci-dessous révèle un intrigant et grand monticule dans les parois du cratère Becquerel, réminiscence du Mont Sharp dans le cratère Gale, actuellement exploré par le rover Curiosity de la NASA.

Le monticule s'élève à environ 1 km au-dessus du plancher du cratère et comprend des centaines de couches de sédiments aux tons clairs, chacune de quelques mètres d'épaisseur, faites de roches comportant des sulfates. Sur terre, les sulfates se forment le plus souvent par l'intermédiaire de l'évaporation de l'eau, aussi la présence de ces minéraux dans le cratère Becquerel suggère que l'eau peut avoir autrefois été stockée ici en un vaste lac de cratère, avant de s'évaporer par la suite.

Monticule en couches à l'intérieur du cratère Becquerel - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Il est probable qu'autrefois le fond de tout le cratère était recouvert de ces sédiments, mais sur des milliards d'années une grande partie de ceux-ci ont été érodés par le vent, laissant seulement un monticule poli et arrondi.

De similaires clairs dépôts comportant des sulfates sont visibles partout dans Arabia Terra, y compris dans les parois du cratère dans cette scène, pointant vers un processus à grande échelle qui a touché l'ensemble de la région.

Une théorie populaire est que des changements importants dans l'inclinaison de l'axe de rotation de Mars ont conduit à des changements significatifs dans son climat, reflétés dans l'épaisseur et la répétition des motifs trouvés dans les couches de sédiments. Un changement dans les conditions environnementales affecterait la manière dans laquelle les sédiments ont été déposés initialement, ainsi que leur résistance ultérieure à l'érosion.

Les dépôts ont été fixés il y a environ 3.8–3.5 milliards d'années, à un moment où Mars évoluait d'un monde chaud et humide en la planète froide et sèche que nous voyons aujourd'hui.

Sédiments emportés par le vent vers le cratère Becquerel - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Bien que l'eau ne puisse plus couler sur la planète rouge, le vent joue encore un rôle clé dans la formation de l'environnement. Des dunes sombres et des sédiments emportés par le vent sillonnent cette scène, en vif contraste avec le monticule lumineux.

Plutôt que d'être originaire localement, la matière sombre à l'intérieur du cratère Becquerel provient probablement d'ailleurs – peut-être même d'éruptions volcaniques.

Une rayure sombre semble traîner le matériel hors des cratères dans une large bande vers le coin supérieur gauche de l'image principale en couleur (en bas à droite de la vue en perspective ci-dessus). Un certain nombre de minuscules cratères avec des structures en forme de queue se situent le long de cette piste : leurs bords surélevés influent sur l'écoulement du vent sur eux tels que le matériel immédiatement sous le vent du cratère reste inchangé par rapport à l'environnement exposé des plaines.

Un autre trainée de poussières suit une trajectoire radiale hors du cratère Becquerel ; elle trace probablement une douce dépression topographique, au-delà du rebord érodé du vieux cratère voisin.

Pendant ce temps, les sédiments sombres à l'intérieur du petit cratère vers l'extrême gauche de l'image principale semblent avoir été soufflés dans un sens similaire par le puissant vent dominant.

Cratère Becquerel en 3D - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Ces sables apportés par le vent continuent de changer le paysage martien même aujourd'hui, exposant les anciennes formations rocheuses dans certains endroits, tandis qu'éradiquant ou recouvrant les caractéristiques plus jeunes dans d'autres. Des études détaillées de ces motifs fouettés par le vent peuvent souvent donner des aperçus intéressants dans l'histoire de la planète rouge.

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Mars_Express/A_radiating_beauty_on_Mars

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes de Hubble ont trouvé une surprise inattendue en arpentant plus de 100 nébuleuses planétaires dans le bulbe central de notre galaxie, la Voie Lactée. Ces nébuleuses qui sont en forme de papillon ou en forme de sablier ont tendance à être mystérieusement alignées de telle sorte que leur axe de rotation est perpendiculaire au plan de notre galaxie.

Les nébuleuses planétaires sont les linceuls gazeux en expansion entourant des étoiles mourantes. Un sous-ensemble de cette population a des sorties bipolaires qui s'alignent sur l'axe de rotation de l'étoile. De telles nébuleuses se sont formées dans des endroits différents et ont des caractéristiques différentes et c'est donc une énigme pourquoi elles devraient toujours pointer vers la même direction du ciel, comme des quilles mis en place dans une ruelle.

Les chercheurs suggèrent qu'il y a quelque chose de bizarre à propos des systèmes stellaires dans le bulbe central de notre galaxie. Elles devraient toutes être en rotation perpendiculairement aux nuages interstellaires à partir desquelles elles se forment. À l'heure actuelle, la meilleure hypothèse est que l'alignement est causé par de forts champs magnétiques qui étaient présents lorsque le bulbe galactique s'est formé il y a des milliards d'années.

Pour plus d'informations, visitez http://www.spacetelescope.org/news/heic1316/

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2013/37/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes ont utilisé le New Technology Telescope de l'ESO ainsi que le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA dans le but d'examiner plus d'une centaine de nébuleuses planétaires situées dans le bulbe central de notre galaxie. Ils ont découvert que les membres de cette famille cosmique dont la forme évoque celle d'un papillon ont mystérieusement tendance à constituer des alignements - un résultat surprenant au vu de leurs passés respectifs et de leurs propriétés distinctes.

Nébuleuse planétaire bipolaire NGC 6537 - Crédit : ESO

En fin de vie, une étoile telle que notre Soleil expulse ses enveloppes extérieures dans l'espace environnant et constitue un objet baptisé nébuleuse planétaire, qui se distingue au travers de ses formes magnifiques et surprenantes à la fois. Certaines d'entre elles, nommées nébuleuses planétaires bipolaires, sont reconnaissables à leurs formes semblables à celle d'un sablier ou d'un papillon fantôme qui entoure l'étoile qui les a enfantés.

Toutes ces nébuleuses se sont formées en des lieux distincts et sont dotées de caractéristiques différentes. Ni les nébuleuses, encore moins les étoiles qui leur ont donné naissance, n'ont par ailleurs interagi avec d'autres nébuleuses planétaires. Pourtant, une nouvelle étude menée par des astronomes de l'Université de Manchester au Royaume-Uni, révèle aujourd'hui l'existence de surprenantes similitudes entre certaines de ces nébuleuses : nombre d'entre elles sont caractérisées par des alignements identiques dans le ciel, en effet [1].

« Cette découverte est très surprenante et, si elle se confirme, très importante » nous explique Bryan Rees de l'Université de Manchester, l'un des deux co-auteurs de l'article. « Nombre de ces papillons fantômes voient leur axe principal aligné sur le plan de la galaxie. Les images de Hubble et du NTT nous ont offert une très belle vue d'ensemble de ces objets et permis de les étudier en détail ».

Les astronomes ont observé 130 nébuleuses planétaires situées dans le bulbe central de la Voie Lactée. Ils les ont classées en trois types différents [2], et ont examiné de près leurs caractéristiques ainsi que leurs formes.

« Deux des trois classes de nébuleuses observées étaient alignées de façon totalement aléatoire dans le ciel, ce qui était conforme à nos prévisions. Une troisième classe d'objets toutefois - les nébuleuses bipolaires - semblaient être disposées selon un alignement particulier » nous confie le second co-auteur de l'article, Albert Zijlstra, également de l'Université de Manchester. « Tout alignement constitue une surprise, mais un alignement de ce type dans la région centrale et bondée de la galaxie constitue un événement bien plus inattendu ».

Il semble que les formes des nébuleuses planétaires résultent de la rotation du système d'étoiles dont elles sont issues. Elles dépendent donc des propriétés de ce système - le nombre d'étoiles qui composent ce système, ou bien encore le nombre de planètes qui orbitent autour de ce système, peut grandement influer sur la forme de l'enveloppe éjectée. Les formes des nébuleuses bipolaires figurent parmi les plus extrêmes, et résultent vraisemblablement de jets de matière issus du système binaire [3] et perpendiculaires à l'orbite.

« L'alignement qui caractérise ces nébuleuses bipolaires suggère l'existence d'une "anomalie" au sein des systèmes d'étoiles qui peuplent le bulbe central », nous explique Bryan Rees. « Pour qu'elles s'alignent ainsi, il faut que les systèmes d'étoiles qui ont donné naissance à ces nébuleuses soient animés d'un mouvement de rotation perpendiculaire aux nuages interstellaires à partir desquels ils se sont formés, ce qui est pour le moins étrange ».

Si les propriétés de leurs étoiles mères façonnent bel et bien ces nébuleuses, cette découverte suggère l'existence d'un autre paramètre bien plus mystérieux. Parallèlement à ces complexes caractéristiques stellaires, considérons celles de notre Voie Lactée : l'intégralité du bulbe central est en rotation autour du centre galactique. Ce bulbe doit avoir une influence bien plus grande que celle que nous imaginions sur la galaxie toute entière - au travers de ses champs magnétiques notamment. Les astronomes pensent que l'ordonnancement des nébuleuses planétaires pourrait résulter de l'existence de champs magnétiques intenses à l'époque de la formation du bulbe.

Etant donné que les nébuleuses de ce type situées à plus grande proximité de la Terre ne sont pas alignées de façon ordonnée, il est fort probable que ces champs aient été beaucoup plus intenses qu'ils ne le sont actuellement dans notre environnement proche [4].

« L'étude de ces objets est très instructive », conclut Albert Zijlstra. « Le fait qu'ils se comportent réellement de façon inattendue a des conséquences, non seulement sur le passé de chaque étoile prise individuellement, mais également sur l'histoire de notre galaxie toute entière ».

Notes

[1] Le « grand axe » d'une nébuleuse planétaire bipolaire traverse les ailes du papillon, tandis que le « petit axe » traverse son corps.

[2] Les formes des nébuleuses planétaires ont permis de les classer en trois types, selon les conventions suivantes : elliptiques, dotées ou non d'une structure interne alignée, et bipolaires.

[3] Un système binaire est constitué de deux étoiles en rotation autour de leur centre de gravité commun.

[4] Nous savons très peu de choses sur l'origine et les caractéristiques des champs magnétiques présents dans notre galaxie lorsque celle-ci était encore jeune, nous ne pouvons donc affirmer si leur intensité a augmenté ou diminué avec le temps.

Plus d'informations

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé "Alignment of the Angular Momentum Vectors of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge", à paraître dans la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

L'équipe est composée de B. Rees (Université de Manchester, Royaume-Uni) et A.A. Zijlstra (Université de Manchester, Royaume-Uni). Bryan Rees est arrivé tardivement dans le domaine de l'astronomie - il a entrepris une thèse de doctorat après avoir pris une retraite anticipée et ce travail constitue en partie son travail de thèse.

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- L'article scientifique

- Communiqué de Presse ESA/Hubble

- Photos du NTT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1338/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une tempête monstre qui a éclaté sur Saturne fin 2010 - plus grande que n'importe quelle tempête jamais observée sur la planète aux anneaux - a déjà impressionné les chercheurs par son intensité et sa turbulence persistante. Un nouveau papier dans la revue Icarus révèle une autre facette de la puissance explosive de la tempête : sa capacité à faire tourbillonner la glace d'eau à grande profondeur. Cette découverte, dérivée de mesures en proche infrarouge par la sonde Cassini de la NASA, est la première détection à Saturne de glace d'eau. L'eau provient du plus profond de l'atmosphère de Saturne.

« La nouvelle découverte de Cassini montre que Saturne peut exhumer du matériel de plus de 160 kilomètres, » a déclaré Kevin Baines, co-auteur de l'étude, qui travaille à l'Université de Wisconsin-Madison et au Jet Propulsion Laboratory de la NASA, à Pasadena, en Californie. « Ceci démontre dans un sens très réel que Saturne généralement sage peut être tout aussi explosive ou plus encore que la généralement orageuse Jupiter ». La glace d'eau, qui provient du plus profond dans l'atmosphère des géantes gazeuses, ne semble pas être lancée aussi haut à Jupiter.

Les tempêtes monstres frappent dans l'hémisphère nord de Saturne une fois toutes les 30 années environ, soit environ une fois par an de Saturne. Le premier indice de la plus récente tempête est apparue dans les données de la radio et le sous-système de vague de plasma de Cassini le 05 décembre 2010. Peu de temps après, elle pouvait être vue dans les images des astronomes amateurs et du sous-système de science d'imagerie de Cassini. La tempête est passée rapidement à des proportions de super-tempête, encerclant la planète à environ 30 degrés de latitude nord pour une étendue de près de 300.000 kilomètres.

Le nouveau papier met l'accent sur les données recueillies par le spectromètre de cartographie visuelle et infrarouge de Cassini le 24 Février 2011. L'équipe, dirigée par Laurent Sromovsky, également de l'Université du Wisconsin, a constaté que les particules de nuage en haut de la grande tempête sont composées d'un mélange de trois substances : de l'eau glacée, de la glace d'ammoniac et un troisième constituant incertain qui est éventuellement de l'hydrosulfure d'ammonium. Les observations concordent avec les nuages de différentes compositions chimiques existant côte à côte, bien qu'il soit plus probable que les particules de nuages individuels soient composés de deux ou des trois matériaux.

Le modèle classique de l'atmosphère de Saturne la dépeint comme un sandwich en couches de toutes sortes, avec un étage de nuages d'eau au fond, des nuages d'hydrosulfure d'ammoniac au milieu et des nuages d'ammoniac près du sommet. Ces couches sont juste en dessous d'une brumeuse troposphère supérieure de composition inconnue qui obscurcit presque tout.

Mais cette tempête semble avoir perturbée ces couches ordonnées, lançant la vapeur d'eau d'une couche inférieure qui s'est condensée et a gelé lorsqu'elle s'est élevée. Les cristaux de glace d'eau sont apparus ensuite pour recouvrir des matériaux plus volatils comme l'hydrosulfure d'ammonium et l'ammoniaque lorsque la température a diminue avec leur ascension, selon les auteurs.

« Nous pensons que cet énorme orage dirige ces particules de nuage vers le haut, plutôt comme un volcan apportant le matériel des profondeurs et le rendant visible de l'extérieur de l'atmosphère, » dit Sromovsky. « La brume supérieure est si optiquement épaisse que c'est seulement dans les régions orageuses où la brume est pénétrée par de puissants courants ascendants que vous pouvez voir des preuves de la glace d'ammoniac et de glace d'eau. Ces particules de tempête ont une signature infrarouge couleur qui est très différente des particules de brume dans l'atmosphère environnante. »

Dans la compréhension de la dynamique de cette tempête de Saturne, les chercheurs ont réalisé que cela fonctionne comme les orages de convection beaucoup plus petit sur la Terre, où l'air et la vapeur d'eau remontent haut dans l'atmosphère, résultant en nuages imposants tourbillonnants d'un orage. Les imposants nuages dans les tempêtes de Saturne de ce type, cependant, étaient 10 à 20 fois plus grands et couvraient une zone beaucoup plus grande. Elles sont également beaucoup plus violentes qu'une tempête terrestre, avec des modèles de prédiction des vents verticaux de plus d'environ 500 kilomètres par heure pour ces rares tempêtes géantes.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-268&cid=release_2013-268

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie