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P/2014 R5 (Lemmon-PANSTARRS)

Un objet suspecté d'être une comète découvert dans les images obtenues le 19 Septembre 2014 par les membres du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System), a été relié par Tim Spahr (Minor Planet Center) à un objet ayant l'apparence d'un astéroïde trouvé le 14 Septembre 2014 par J. A. Johnson dans le cadre du Mt Lemmon Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), P. Dupouy et J. B. de Vanssay (Observatoire de Dax), S. Gajdos et P. Veres (Modra), A. Maury, J.-F. Soulier et J.-G Bosch (CAO, San Pedro de Atacama), D. T. Durig et T. A. Morris (Cordell-Lorenz Observatory, Sewanee), F. Losse (St Pardon de Conques), et J. G. Ries (McDonald Observatory).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2014 R5 (Lemmon-PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 18 Juillet 2022 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 8,1 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14S81.html (MPEC 2014-S81)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 17 Juin 2014 à une distance d'environ 2,3 UA du Soleil, et une période d'environ 8,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14T44.html (MPEC 2014-T44)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2014%20R5;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2014 S1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images CCD obtenues le 19 Septembre 2014 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. La nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de T. Lister (Cerro Tololo-LCOGT A), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), A. Maury et J.-F. Soulier (CAO, San Pedro de Atacama), R. J. Wainscoat et P. Forshay (Mauna Kea).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2014 S1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 17 Mai 2015 à une distance d'environ 8,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14S82.html (MPEC 2014-S82)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2014%20S1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 30 Octobre 2013 à une distance d'environ 8,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15BH7.html (MPEC 2015-B177)

C/2014 S2 (PANSTARRS)

Les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) ont découvert une nouvelle comète sur les images CCD obtenues le 22 Septembre 2014 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. La nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de A. Maury et J.-F. Soulier (CAO, San Pedro de Atacama), R. J. Wainscoat et P. Forshay (Mauna Kea), et J. G. Ries (McDonald Observatory). L'objet a également été identifié sur des images obtenues le 02 Septembre 2014 par l'équipe de Pan-STARRS.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2014 S2 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 15 Décembre 2015 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14S83.html (MPEC 2014-S83)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 09 Décembre 2015 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14W05.html (MPEC 2014-W05)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2014%20S2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues.

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les prévisions météo pour une planète à 120 années-lumière de la Terre sont un ciel clair et de la vapeur d'eau chaude. Trouver un ciel clair sur un monde gazeux de la taille de Neptune est un bon signe que des plus petites planètes de la taille de la Terre pourraient avoir une aussi bonne visibilité. Cela permettrait aux astronomes au sol de mesurer la composition de l'atmosphère sous-jacente d'une exoplanète. Des astronomes utilisant les télescopes spatiaux Hubble, Spitzer et Kepler ont pu déterminer que la planète, cataloguée HAT-P-11b, a de la vapeur d'eau dans l'atmosphère. Le monde est vraiment torride avec des températures supérieures à 1000 degrés Fahrenheit. La planète est tellement chaude car elle orbite très près de son étoile, complétant une orbite en cinq jours.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/42/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe de chercheurs franco-américains, pilotée par l'institut UTINAM (CNRS/Université de Franche-Comté), vient de proposer une solution au problème de la composition chimique d'Uranus et Neptune, fournissant ainsi des pistes pour comprendre leur formation. Les chercheurs se sont intéressés au positionnement de ces deux planètes, les plus lointaines du Système Solaire, et proposent un nouveau modèle expliquant comment et dans quelle zone elles se sont formées. Leurs résultats sont à paraitre le 20 septembre dans The Astrophysical Journal.

Uranus et Neptune sont les planètes les plus lointaines du Système Solaire. Elles possèdent chacune une masse d'environ quinze fois celle de la Terre, sont composées jusqu'à 90% de glace et sont riches en carbone. En raison de leurs caractéristiques particulières, la question concernant l'origine d'Uranus et de Neptune demeurait à ce jour irrésolue. Les observations du Système Solaire externe et les modèles antérieurs décrivant la formation des deux planètes ne permettaient pas d'expliquer comment celles-ci se sont formées dans la zone où elles se trouvent aujourd'hui. Située très loin du Soleil, cette zone ne contenait pas assez de blocs de construction pour former Uranus et Neptune suffisamment vite avant la dissipation de la nébuleuse primordiale. Une fois la nébuleuse dissipée, il est en effet impossible pour les deux planètes de mettre en place leurs enveloppes gazeuses.

Uranus et Neptune vues par la mission Voyager 2 de la NASA. Crédits © NASA

Récemment, l'Observatoire spatial Herschel s'est intéressé à la composition isotopique d'Uranus et de Neptune et en particulier la mesure du rapport deutérium sur hydrogène (D/H). Le rapport D/H est un traceur utilisé en planétologie pour connaître l'origine des éléments ayant formés le Système Solaire. Ce rapport isotopique est très sensible à la température de la nébuleuse primordiale : il est faible à des distances proches du Soleil et augmente à des distances plus élevées. Les modèles dynamiques suggèrent qu'Uranus et Neptune se sont formés dans la même zone lointaine que les comètes, et donc devraient posséder un rapport D/H élevé. Cependant, les mesures d'Herschel montrent de manière surprenante que le rapport D/H dans les deux planètes est très inférieur à celui mesuré dans toutes les comètes.

Cette nouvelle étude résout tous ces problèmes à la fois. Le nouveau modèle proposé est basé sur des simulations détaillées de la distribution et du transport des éléments volatiles les plus abondants dans la nébuleuse primordiale du Système Solaire (H2O, CO et N2). Ces simulations montrent la présence de « pics » de densités de solides dans des régions où la température de la nébuleuse devient suffisamment basse pour permettre à un élément gazeux de se condenser (ou lignes de glace). Les résultats montrent que Uranus et Neptune se seraient formées au niveau de la ligne de glace du monoxyde de carbone (CO), ce qui expliquerait qu'elles soient constituées de solides riches en carbone mais appauvris en azote. L'accrétion des quantités importantes de CO avec une quantité faible de H2O cométaire donne la valeur D/H mesuré dans l'atmosphère de ces planètes. De plus, comme la ligne de glace de l'azote se trouve légèrement plus loin, les planètes se sont alors naturellement formées appauvries en azote. Le modèle proposé fourni des abondances en carbone et en azote compatibles avec les observations,  et permet d'établir que la formation d'Uranus et de Neptune s'est faite dans cette zone lointaine.

Référence : 

The measured compositions of Uranus and Neptune from their formation on the CO iceline, Mohamad Ali-Dib, Olivier Mousis, Jean-Marc Petit et Jonathan I. Lunine, The Astrophysical Journal, sept. 14

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5011

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Pendant des milliards d'années, les hautes terres sud de Mars ont été frappées par de nombreuses caractéristiques d'impact, qui sont souvent si étroitement serrées qu'elles se chevauchent. Un tel dispositif est le cratère Hooke, montré dans cette scène de givre teinté, photographiée par Mars Express de l'ESA au cours de l'hiver dans l'hémisphère sud.

Vue en perspective du cratère Hooke dans le bassin Argyre - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin

Le cratère Hooke est situé près de l'extrémité nord du bassin Argyre de 1800 km de large – une des structures d'impact les plus impressionnantes sur Mars, creusée dans une collision géante il y a environ 4 milliards d'années.

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

Se tenant dans une partie plate du bassin appelée Argyre Planitia, le cratère Hooke a un diamètre de 138 km et une profondeur maximale de 2,4 km. Il est nommé d'après le physicien et astronome Robert Hooke (1635-1703).

Le cratère Hooke comprend deux structures d'impact différentes, avec un plus petit impacteur créant une dépression décentrée dans le plancher d'un cratère plus grand préexistant. Le cratère plus récent dans le centre est rempli d'un grand monticule surmonté d'un champ de dunes sombres. Le monticule semble être composé de matériau stratifié, alternant éventuellement des feuilles de sable et de givre.

Des dunes sombres se propagent également vers le sud (à gauche sur les images topographique, en couleur, et celle en 3D) depuis le plus petit cratère, recouvrant partiellement le plancher du cratère principal. La topographie locale modifie le flux d'air, agissant comme un piège à sable pour les sédiments emportés par le vent.

Topographie du cratère Hooke - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin

Dans ces images, une grande partie de la région de basse altitude au sud, ainsi que le monticule central à l'intérieur du cratère Hooke, est recouvert d'une fine couche blanche de givre de dioxyde de carbone. A des altitudes plus élevées et sur les parois du cratère orientées au nord, le gel est en grande partie absent et n'apparaît que dans les zones ombragées du Soleil direct par les parois des cratères plus petits.

En dehors du cratère, un certain nombre de caractéristiques linéaires sont visibles sur le plancher d'Argyre Planitia, du côté sud (à gauche) des images topographique, principale en couleur, et en 3D. Ce sont des exemples de « yardangs », des crêtes rocheuses qui ont été façonnées par l'érosion éolienne prolongée. La plupart des yardangs sont orientés vers le cratère Hooke, indiquant la direction des vents dominants.

Cratère Hooke dans le bassin Argyre - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin

Des petites zones de terrain chaotique, qui ressemblent à des dépressions contenant des mesas à sommet plat, des buttes et des collines sont également visibles sur le plancher du bassin d'Argyre. Dans les images de topographie, principale en couleurs et en 3D, une de ces régions est visible sur le bord supérieur, à environ un tiers de la distance vers la gauche et une autre dans la partie médiane inférieure, vers le bas de l'extrémité gauche du cratère.

Les terrains chaotiques comme ceux-ci sont censés avoir été créés quant la fonte à grande échelle de la glace du sol a provoqué l'effondrement du sol. Où le terrain ne s'est pas complètement effondré, les plus grandes mesas peuvent encore contenir d'importante quantité de glace d'eau.

Le cratère Hooke en 3D - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin

De toute évidence, cette région a été considérablement modifiée par des forces naturelles depuis les impacts spectaculaires il y a des milliards d'années qui ont formé le bassin d'Argyre et, plus tard, la paire de cratères Hooke.

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

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2014 Q6 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte sur les images prises le 31 Juillet 2014 par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. La nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de R. J. Wainscoat et D. Woodworth (Mauna Kea), A. Maury et J.-F. Soulier (CAO, San Pedro de Atacama), et H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2014 Q6 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 03 Mars 2015 à une distance d'environ 3,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14R44.html (MPEC 2014-R44)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2014%20Q6;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 06Janvier 2015 à une distance d'environ 4,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14X69.html (MPEC 2014-X69)

C/2014 R1 (Borisov)

L'astronome amateur Gennady Borisov a découvert une nouvelle comète sur les images CCD obtenues le 05 Septembre 2014 avec l'astrographe de 0.3-m f/1.5 de l'observatoire MARGO, de Nauchnij, en Crimée. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de C. Rinner et F. Kugel (Observatoire Chante-Perdrix, Dauban), P. Dupouy et J. B. de Vanssay (Observatoire de Dax), A. Maury et J.-G Bosch (CAO, San Pedro de Atacama), et D. T. Durig (Cordell-Lorenz Observatory, Sewanee).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2014 R1 (Borisov) indiquent un passage au périhélie le 20 Octobre 2014 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil. La comète pourrait être cependant de courte période, de type Encke, avec un passage au périhélie le 09 Novembre 2015 à une distance d'environ 1,4 UA du Soleil, et une période d'environ 5,2 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14R64.html (MPEC 2014-R64)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Novembre 2014 à une distance d'environ 1,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14V27.html (MPEC 2014-V27)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2014%20R1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2001 Q11 = 2014 R2 (NEAT)

La comète P/2001 Q11 (NEAT), observée pour la dernière fois le 13 Décembre 2001, a été retrouvée par E. J. Christensen (Mt. Lemmon Survey) sur les images CCD obtenues le 06 Septembre 2014. La comète a également été détectée par R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield) sur les images CCD prises le 07 Septembre. Par la suite, deux observations réalisées par H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring) obtenues avant la redécouverte, datant du 28 Juillet 2014, ont été signalées.

Maik Meyer (Limburg, Germany), dans le cadre de sa recherche d'images de prédécouverte de comètes connues débutée en Janvier 2010, a annoncé en Mars 2010 sa découverte d'une nouvelle comète dans des images de NEAT obtenues en 2001. Les images de la découverte du 18 Août 2001 montrent une queue, de même que celles du 22 Août 2001. Maik Meyer a détecté la comète dans de nombreuses autres images de NEAT jusqu'au 13 Décembre 2001. Le 22 Août, les observations avaient déjà été reportées en tant qu'unique nuit d'observation, mais n'avaient pas été confirmées. Une unique nuit de détection par LONEOS a été également détectée par Brian G. Marsden. Les éléments orbitaux de la comète P/2001 Q11 (NEAT) indiquaient un passage au périhélie le 22 Juin 2001, à une distance d'environ 1,85 UA du Soleil, et une période d'environ 6,18 ans. Les recherches par plusieurs autres programmes de surveillance pour détecter la comète dans les images à l'occasion du retour favorable de 2007 se sont soldées par des échecs.

Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2001 Q11 = 2014 R2 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 22 Avril 2014 à une distance d'environ 1,9 UA du Soleil, et une période d'environ 6,4 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14R91.html (MPEC 2014-R91)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2014%20R2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://www.comethunter.de/p2001q11.html

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2001 Q11 = 2014 R2 (NEAT) a reçu la dénomination définitive de 312P/NEAT en tant que 312ème comète périodique numérotée.

C/2014 R3 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte sur les images prises le 06 Septembre 2014 par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), P. Birtwhistle (Great Shefford), P. Dupouy et J. B. de Vanssay (Observatoire de Dax), H. Sato (via iTelescope SRO Observatory, Auberry), F. Losse (St Pardon de Conques), et D. J. Tholen (Mauna Kea).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2014 R3 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 08 Juillet 2016 à une distance d'environ 7,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14S05.html (MPEC 2014-S05)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2014%20R3;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 07 Août 2016 à une distance d'environ 7,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14UC4.html (MPEC 2014-U124)

C/2014 R4 (Gibbs)

Une nouvelle comète a été découverte par A. R. Gibbs sur les images CCD obtenues le 14 Septembre 2014 dans le cadre du Catalina Sky Survey. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de P. Birtwhistle (Great Shefford), P. Dupouy et J. B. de Vanssay (Observatoire de Dax), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), H. Sato (via iTelescope SRO Observatory, Auberry), Y. Ikari (Moriyama), et E. Bryssinck (Brixiis Observatory, Kruibeke). Des observations effectuées par Gennady Borisov (MARGO, Nauchnij) avant la découverte, en date des 20 et 21 Août 2014, ont été identifiées.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2014 R4 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 21 Octobre 2014 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14V27.html (MPEC 2014-V27)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2014%20R4;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2014 QU2 (PANSTARRS)

Les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) ont découvert un objet ayant l'apparence d'un astéroïde sur les images CCD obtenues le 16 Août 2014. Ce nouvel objet, classé alors comme un astéroïde de type Centaure circulant sur une orbite rétrograde, a montré des caractéristiques cométaires lors d'observations de suivi effectuées les 16 et 17 Septembre 2014.

Les éléments orbitaux de la comète C/2014 QU2 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 02 Juillet 2014 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14S10.html (MPEC 2014-S10)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2014%20QU2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues.

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes ont trouvé un objet improbable dans un endroit improbable : un trou noir monstre qui se cache à l'intérieur d'une des galaxies les plus connues. La galaxie naine contenant le trou noir, appelée M60-UCD1, est la galaxie la plus dense jamais vue, entassant 140 millions d'étoiles dans un rayon d'environ 300 années-lumière (seulement 1/500e du diamètre de notre galaxie de la Voie lactée). Toutefois, le trou noir à l'intérieur de la galaxie est de cinq fois la masse du trou noir au centre de notre Voie lactée. Cela donne à penser que la galaxie naine peut effectivement être le reste dépouillé d'une galaxie plus grande qui a été déchiré au cours d'une rencontre avec une galaxie plus massive. La découverte implique qu'il existe de nombreuses autres galaxies compactes dans l'Univers qui contiennent des trous noirs supermassifs.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/38/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

De nouvelles observations expliquent la raison pour laquelle les galaxies semblables à notre Voie Lactée sont si courantes dans l'Univers

Des décennies durant, les scientifiques ont pensé que les fusions de galaxies se soldaient généralement par la formation de galaxies elliptiques. Toutefois, des chercheurs utilisant le réseau ALMA et de nombreux autres radiotélescopes viennent pour la première fois de démontrer que la fusion de galaxies conduit plutôt à la formation de galaxies à disque. Ce résultat pour le moins surprenant serait même très fréquent. Il pourrait expliquer la raison pour laquelle les galaxies spirales telle que la Voie Lactée sont si nombreuses dans l'Univers.

Distribution de gaz moléculaire au sein de 30 galaxies en cours de fusion

Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/SMA/CARMA/IRAM/J. Ueda et al.

Une équipe internationale de chercheurs conduite par Junko Ueda, post-doctorant à la Société Japonaise de Promotion de la Science, a observé, avec étonnement, que la plupart des collisions de galaxies se produisant au sein de l'Univers proche – à une distance comprise entre 40 et 600 millions d'années lumière de la Terre – donnait lieu à la formation de galaxies à disque. Les galaxies à disque – parmi lesquelles figurent les galaxies spirales semblables à notre Voie Lactée ainsi que les galaxies lenticulaires – sont des objets constitués de gaz et de poussière, dont l'aspect évoque celui d'une crêpe. Elles diffèrent notablement des galaxies elliptiques.

Pendant quelque temps, il fut d'usage de considérer que la fusion de galaxies à disque donnait lieu à la formation de galaxies de forme elliptique. Au cours de ces violents processus de fusion et de cannibalisme réciproque, non seulement la masse, mais également l'aspect des galaxies varie, et cette lente évolution de leur forme s'accompagne d'un changement de type.

Des simulations informatiques datant des années 1970 prévoyaient que la fusion de deux galaxies à disque semblables se soldait par la formation d'une galaxie elliptique. Il s'ensuivait que la plupart des galaxies contemporaines devait arborer une forme elliptique. Ce résultat théorique se heurtait toutefois aux observations : 70% des galaxies observées sont dotées d'un disque en effet. Mais de plus récentes simulations ont suggéré que les collisions galactiques pouvaient également donner lieu à la formation de galaxies à disque.

Afin de déterminer, visuellement, l'aspect final des galaxies résultant d'un processus de fusion, l'équipe a étudié la distribution de gaz au sein de 37 galaxies achevant ce processus. Le Vaste Réseau d'Antennes (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) et de nombreux autres radiotélescopes [1] ont été utilisés pour observer l'émission de monoxyde de carbone (CO), un indicateur de présence de gaz moléculaire.

Le travail de recherche mené par cette équipe dépasse, par son ampleur, toute étude antérieure de la distribution de gaz moléculaire au sein des galaxies. Il offre, en outre, un aperçu unique du processus de formation de la Voie Lactée. Cette étude a ainsi révélé que la plupart des fusions se traduisent par une distribution de gaz moléculaire en forme de crêpe, et donc par la formation de galaxies à disque. Ueda de préciser : “Pour la première fois, nous disposons d'une preuve directe, observationnelle, que les fusions de galaxies donnent lieu à la formation de galaxies à disque, et non de galaxies elliptiques. Il s'agit là d'une belle avancée, inattendue, dans la compréhension de la formation des galaxies à disque.

Toutefois, il reste encore beaucoup à découvrir. Daisuke Iono, de la NAOJ et de l'Université Supérieure des Etudes Avancées, par ailleurs co-auteur de l'article, ajoute : “Nous devons à présent nous pencher sur la formation des étoiles au sein de ces disques de gaz. Il nous faut également scruter des tranches d'Univers plus lointain. Nous savons que la majorité des galaxies de l'Univers distant sont également dotées de disques. En revanche, nous ne savons pas si l'existence de ces disques résulte de fusions de galaxies ou de la chute progressive de gaz froid à l'intérieur des galaxies. Peut-être avons-nous découvert un processus à l'œuvre depuis les débuts de l'Univers”.

Note :

[1] Ces données ont été acquises par ALMA ; le réseau de radiotélescopes dédié à la recherche en astronomie millimétrique : un réseau millimétrique situé en Californie et constitué de 23 antennes paraboliques ; le Réseau Submillimétrique, un ensemble de huit antennes paraboliques installées sur le Maunea Kea à Hawaï ; l'Interféromètre du Plateau de Bure ; le radiotélescope de 45 mètres de l'Observatoire Radio de Nobeyama de la NOAJ ; le télescope de 12 mètres de l'Observatoire de RadioAstronomie National aux Etats-Unis ; le télescope de 14 mètres de l'Observatoire de RadioAstronomie des Cinq Collèges aux Etats-Unis ; le télescope de 30 mètres de l'IRAM ; et le Télescope Submillimétrique Suédois de l'ESO en complément.

Plus d'informations

Le Vaste Réseau d'Antennes (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), une installation astronomique internationale, est le fruit d'un partenariat entre l'Europe, l'Amérique du Nord et l'Asie de l'Est, en collaboration avec la République du Chili. ALMA est financé en Europe par l'Observatoire Européen Austral (ESO), en Amérique du Nord par la U.S. National Science Foundation (NSF) en coopération avec le National Research Council du Canada (NRC) et le National Science Council of Tawain (NSC) et en Asie de l'Est par les National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec l'Academia Sinica (AS) de Taiwan. La construction et la gestion d'ALMA sont supervisées par l'ESO en Europe, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dirigé par Associated Universities, Inc (AUI) en Amérique du Nord, et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA.

Ces résultats d'observation ont fait l'objet d'un article paru dans l'édition du mois d'août 2014 de la revue Astrophysical Journal Supplement, sous l'intitulé "Cold Molecular Gas in Merger Remnants. I. Formation of Molecular Gas Discs" par Ueda et al.

L'équipe est composée de Junko Ueda (post-doctorant au JSPS / Observatoire Astronomique National du Japon [NAOJ]), Daisuke Iono (NAOJ / L'Université Supérieure des Etudes Avancées [SOKENDAI]), Min S. Yun (L'Université du Massachusetts), Alison F. Crocker (L'Université de Tolède), Desika Narayanan (Collège Haverford), Shinya Komugi (Université Kogakuin/ NAOJ), Daniel Espada (NAOJ/SOKENDAI/Observatoire Commun ALMA), Bunyo Hatsukade (NAOJ), Hiroyuki Kaneko (Université de Tsukuba), Yoichi Tamura (L'Université de Tokyo), David J. Wilner (Centre d'Astrophysique d'Harvard-Smithson), Ryohei Kawabe (NAOJ/ SOKENDAI/L'Université de Tokyo) et Hsi-An Pan (Université d'Hokkaido/SOKENDAI/NAOJ)

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 ».

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- L'article scientifiques sur Astro-Ph

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1429/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Philae, l'atterrisseur de Rosetta, va se poser sur le site « J », une zone mystérieuse de la comète 67P/Churyumov–Gerasimenko, qui offre un potentiel scientifique exceptionnel ; il nous donnera un aperçu de l'activité alentours et présente très peu de risques pour l'atterrisseur comparé aux autres sites présélectionnés.

Site principal d'atterrissage de Philae

Crédt : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Le site « J » se trouve sur la « tête » de la comète, objet de forme irrégulière qui mesure à peine plus de 4 km en son point le plus large. Le choix du site « J » comme site principal s'est fait à l'unanimité. Le site de secours, « C », est quant à lui sur le « corps » de la comète.

L'atterrisseur, qui pèse une centaine de kilos, devrait atteindre la surface de la comète le 11 novembre ; il réalisera des mesures approfondies pour caractériser le noyau in situ, ce qui constituera une grande première.

Mais le choix du site d'atterrissage n'a pas été chose aisée.

« Comme les images prises à proximité l'ont montré récemment, la comète est un territoire à la fois beau et risqué ; elle est passionnante sur le plan scientifique, mais sa forme constitue un défi sur le plan opérationnel », explique Stephan Ulamec, Responsable de l'atterrisseur Philae au Centre aérospatial allemand (DLR).

« Aucun des sites présélectionnés ne remplissait à 100 % l'ensemble des critères opérationnels, mais le site « J » est de toute évidence le meilleur ».

« Nous allons procéder à la première analyse in situ jamais réalisée sur une comète, ce qui nous apportera des informations sans précédent sur sa composition, sa structure et son évolution », ajoute Jean-Pierre Bibring, Responsable scientifique de l'atterrisseur et responsable de recherche de l'instrument CIVA à l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) d'Orsay (France).

Le site d'atterrssage de Phlae dans le contexte - Crédt : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

« Le site « J » nous donne en particulier la possibilité d'analyser de la matière primitive, de caractériser les propriétés du noyau et d'étudier les processus qui sous-tendent son activité. »

La recherche du site d'atterrissage n'a pu débuter que lorsque Rosetta s'est trouvée à proximité de la comète le 6 août et qu'on a pu la voir pour la première fois de façon suffisamment proche. Le 24 août, grâce aux données collectées alors que la sonde était encore à environ 100 km de la comète, cinq zones ont été présélectionnées pour être analysées de façon plus approfondie.

Depuis, la sonde a continué d'avancer et est à une trentaine de kilomètres de la comète, ce qui permet une étude scientifique plus précise des sites d'atterrissage potentiels. En parallèle, les équipes chargées des opérations et de la dynamique de vol ont exploré les différentes possibilités de largage de Philae sur les cinq sites.

Au cours du week-end, les équipes chargées de la sélection du site d'atterrissage au Centre des opérations scientifiques et de la navigation de Philae du CNES (l'agence spatiale française) et au Centre de contrôle de l'atterrisseur du DLR, ainsi que des scientifiques chargés des instruments de Philae et l'équipe responsable de Rosetta à l'ESA se sont retrouvés au CNES, à Toulouse (France), pour étudier les données disponibles et choisir le site principal et le site de secours.

Un certain nombre de points critiques ont été analysés, notamment la nécessité de trouver une trajectoire sûre pour déployer Philae à la surface de la comète, sur une zone où le nombre de dangers identifiés devait être minime. Après l'atterrissage, d'autres facteurs devaient être pris en compte, comme l'équilibre jour/nuit et la fréquence des liaisons de communication avec l'orbiteur.

Comme la descente vers la comète est passive, le seul élément prévisible est le point d'atterrissage qui se situera dans une ellipse mesurant quelques centaines de mètres.

Une zone de un kilomètre carré a été évaluée pour chaque site présélectionné. Sur le site « J », la majeure partie des pentes font moins de 30° par rapport à la verticale locale, ce qui limite les risques de voir l'atterrisseur se renverser lorsqu'il touchera la surface. Ce site est également peu rocailleux et reçoit suffisamment de lumière au quotidien pour que Philae puisse recharger ses batteries et poursuivre sa mission scientifique à la surface après la phase initiale pendant laquelle il est alimenté par une pile.

Une estimation préliminaire de la trajectoire vers le site « J » a montré que le temps de descente de Philae serait d'environ sept heures, durée qui ne compromettrait pas les observations in situ en consommant une trop grande quantité de l'énergie fournie par la pile.

Les sites « B » et « C » avaient été envisagés comme sites de secours, mais « C » a finalement été choisi pour ses possibilités d'éclairement supérieures et son sol peu rocailleux. Les sites « A » et « I » semblaient intéressants lors de la première série de discussions, mais ont été écartés lors de la deuxième car ils ne remplissaient pas plusieurs des critères clés.

Un calendrier opérationnel détaillé va désormais être préparé afin d'établir la trajectoire d'approche précise de Rosetta pour qu'elle dépose Philae sur le site « J ». L'atterrissage doit avoir lieu avant la mi-novembre, moment où la comète devrait devenir plus active en s'approchant du Soleil.

« Il n'y a pas de temps à perdre, mais maintenant que nous sommes à proximité, les opérations scientifiques et de cartographie en continu vont nous aider à mieux analyser les sites d'atterrissage principal et de secours », explique le Responsable de la trajectoire de vol de Rosetta à l'ESA, Andrea Accomazzo.

« Nous ne pouvons bien entendu pas prévoir l'activité de la comète entre maintenant et l'atterrissage, ni même le jour de l'atterrissage. Une brutale hausse de l'activité pourrait modifier la position de Rosetta sur son orbite au moment du déploiement et donc l'endroit exact où Philae atterrira, c'est ce qui rend cette opération risquée ».

Une fois libéré par Rosetta, Philae effectuera sa descente de façon autonome, les commandes ayant été préparées par le Centre de contrôle de l'atterrisseur du DLR, puis téléchargées par l'équipe de contrôle de la mission Rosetta avant la séparation.

Des images seront prises au cours de la descente, et d'autres observations seront faites de l'environnement de la comète.

Vue de près du site principal - Crédit : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Lorsque l'atterrisseur touchera la comète, à une vitesse équivalente au pas d'un marcheur, il utilisera des harpons et des vis pour se fixer à sa surface. Il prendra alors une image panoramique à 360° du site qui permettra de savoir où il a atterri et quelle est son orientation.

La première phase scientifique pourra alors débuter : les instruments analyseront l'environnement plasmique et magnétique, ainsi que la température de la surface et de la subsurface. L'atterrisseur procèdera également à un forage pour collecter des échantillons, puis les analysera dans son laboratoire embarqué. La structure interne de la comète sera elle aussi étudiée grâce à l'envoi d'ondes radio à travers la surface en direction de Rosetta.

« Personne n'a jamais tenté d'atterrissage sur une comète auparavant, c'est pourquoi le défi est considérable », commente Fred Jansen, Responsable de la mission Rosetta à l'ESA. « La complexité de la structure double de la comète influe considérablement sur les risques liés à l'atterrissage, mais quoi qu'il en soit, le jeu en vaut la chandelle ».

La date d'atterrissage devrait être confirmée le 26 septembre, une fois l'analyse approfondie de la trajectoire réalisée ; le feu vert sera donné à l'atterrissage sur le site principal après une revue d'aptitude exhaustive le 14 octobre.

Source : ESA http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/C_est_le_site_J_qui_a_ete_choisi_pour_l_atterrisseur_de_Rosetta

http://www.cnes.fr/web/CNES-fr/11464-gp-le-choix-du-site-d-atterrissage-de-philae.php

http://www.planetastronomy.com/astronews/astrn-2014/12/astronews-net-16sep14.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des observations de Messier 54 effectuées au moyen du VLT montrent que le problème du lithium se pose également en dehors de notre galaxie

Cette nouvelle image acquise par le télescope de sondage du VLT à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au nord du Chili montre un vaste ensemble d'étoiles : l'amas globulaire Messier 54. Cet amas ressemble à bien d'autres. Toutefois, il renferme un secret : Messier 54 n'appartient pas à la Voie Lactée, mais à une petite galaxie satellite, la galaxie naine du Sagittaire. Cette filiation pour le moins inhabituelle a permis aux astronomes de mesurer, au moyen du Très Grand Télescope (VLT), la quantité de lithium présente au sein des étoiles situées à l'extérieur de la Voie Lactée. Cet élément s'y trouve-t-il également en quantités plus faibles que ne le prédisent les modèles ?

L'amas globulaire Messier 54  - Crédit : ESO

Autour de la Voie Lactée gravitent plus de 150 amas globulaires, sortes de sphères constituées de centaines de milliers d'étoiles âgées, dont la formation a accompagné celle de notre galaxie. L'un d'eux, ainsi que plusieurs autres également situés dans la constellation du Sagittaire (L'Archer), ont été découverts à la fin du XVIIIè siècle par le chasseur de comètes français Charles Messier. Pour cette raison, il fut baptisé Messier 54.

Plus de deux cents ans après sa découverte, Messier 54 était encore considéré comme semblable aux autres amas globulaires de la Voie Lactée. En 1994 toutefois, il apparut qu'il était en réalité affilié à une galaxie bien distincte de la nôtre – la galaxie naine du Sagittaire. Sa distance fut alors estimée à quelque 90 000 années lumière – ce qui correspond à plus de trois fois la distance séparant la Terre du centre galactique.

Les astronomes ont récemment observé Messier 54 au moyen du VLT. Objectif : tenter de résoudre l'énigme entourant le lithium, l'un des mystères de l'astronomie moderne.

Le lithium est un élément chimique léger, dont la quantité actuellement présente dans l'Univers fut majoritairement créée lors du Big Bang, en même temps que l'hydrogène et l'hélium – quoiqu'en de plus faibles proportions. Les astronomes sont en mesure de déterminer précisément l'abondance théorique de lithium dans l'Univers jeune, et d'en déduire la concentration au sein des étoiles âgées. Toutefois, les résultats obtenus sont incompatibles – les étoiles contiennent environ trois fois moins de lithium qu'elles ne le devraient. En dépit de nombreuses décennies de recherche [1], le mystère demeure donc entier.

Jusqu'à présent, les mesures d'abondance de lithium se restreignaient aux seules étoiles de la Voie Lactée. Mais une équipe d'astronomes conduite par Alessio Mucciarelli (Université de Bologne, Italie), vient d'utiliser le VLT afin de mesurer la quantité de lithium présente au sein d'un échantillon d'étoiles de Messier 54. Il est apparu que les abondances étaient similaires à celles caractérisant les étoiles de la Voie Lactée. Ainsi donc, le problème du lithium n'est pas spécifique à la Voie Lactée.

Cette nouvelle image de l'amas Messier 54 a été constituée à partir des données issues du Télescope de Sondage du VLT (VST) qui équipe l'Observatoire de Paranal. Y figurent l'amas en lui-même ainsi que les très nombreuses étoiles de la Voie Lactée situées en avant-plan.

Note :

[1] Plusieurs scénari ont été envisagés en vue de résoudre l'énigme du lithium. Le premier scénario suppose que les calculs d'abondance de lithium créé lors du Big Bang sont erronés – des tests effectués très récemment tendent toutefois à infirmer cette hypothèse. Le second scénario envisage la possibilité que le lithium ait été, d'une manière ou d'une autre, détruit au sein des toutes premières étoiles, avant même la formation de la Voie Lactée. Enfin, le troisième scénario repose sur l'hypothèse selon laquelle un processus interne aux étoiles aurait progressivement détruit le lithium au cours de leur existence.

Plus d'informations

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “The cosmological Lithium problem outside the Galaxy: the Sagittarius globular cluster M54”, par A. Mucciarelli et al., à paraître au sein de la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Oxford University Press).

L'équipe est constituée de : A. Mucciarelli (Université de Bologne, Italie), M. Salaris (Université John Moores de Liverpool, Liverpool, Royaume-Uni), P. Bonifacio (Observatoire de Paris, France), L. Monaco (ESO, Santiago, Chili) et S. Villanova (Université de Conception, Conception, Chili).

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 ».

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- L'article scientifique

- Photos du VST

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1428/

http://www.insu.cnrs.fr/node/4989

http://www.obspm.fr/le-lithium-mesure-pour-la.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Depuis plus de deux décennies les astronomes ont patiemment surveillé la lueur de la décoloration d'une supernova dans une galaxie voisine. Ils ont recherché une étoile compagnon présumée qui a retiré la quasi-totalité de l'hydrogène de l'étoile condamnée qui a explosé. Enfin la sensibilité aux ultraviolets de Hubble a sorti la lueur bleue de l'étoile de la lumière des étoiles enfouies dans le disque de la galaxie. Cette observation confirme la théorie que la supernova est née dans un système stellaire double où une étoile a suscité la perte de masse de l'étoile principale vieillissante. La luminosité et la masse estimée de l'étoile survivante permettent de mieux comprendre les conditions qui ont précédé l'explosion de 1993.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/38/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe de recherche internationale, dont l'astrophysicienne Hélène Courtois de l'Institut de physique nucléaire de Lyon (Université Claude Bernard Lyon 1 / CNRS) et l'ingénieur-chercheur Daniel Pomarède du CEA-Irfu, vient de découvrir les frontières du continent de galaxies dans lequel nous vivons. Ils lui ont donné le nom hawaïen de Laniakea : « horizons célestes immenses ». Cette découverte fait la Une de la prestigieuse revue internationale Nature datée du 4 septembre 2014.

Dans l'Univers, les galaxies sont localisées dans des groupes ou amas, et se déplacent en suivant des « courants », le long de filaments délimitant de grandes régions connues sous le nom de « vides ». Les régions étendues, avec une haute concentration de galaxies, comme celle dans laquelle nous vivons, sont appelées des « superamas ».

Pour la première fois, les chercheurs proposent une définition dynamique de notre superamas de galaxies, évoquant la notion de « bassin versant » en hydrologie. En effet, il leur a été possible de délimiter un volume cosmique dans lequel circulent des « courants de galaxies », comme des cours d'eau dans des ravines. D'un diamètre de 500 millions d'années-lumière, ce « continent extragalactique » contient une masse d'environ 100 millions de milliards de fois la masse du Soleil (cf figure 1 et 2).

Les chercheurs lui ont donné le nom hawaïen Laniakea, accepté par l'Union Astronomique Internationale. Tels les explorateurs dessinant les premières cartes terrestres et maritimes, chacun peut désormais visualiser sur le web une définition dynamique du territoire de notre Superamas. Ce nom signifie « horizons célestes immenses », en hommage à Hawaï, pays de navigateurs aux étoiles qui abrite quelques-uns des plus grands télescopes du monde, utilisés pour cette découverte et celles qui suivront. Car nos cosmographes découvreurs commencent maintenant l'exploration des continents voisins.

Cette recherche met un point final aux questionnements sur le « Grand Attracteur », qui duraient depuis 30 ans : les chercheurs montrent que cette région qui semblait attirer toutes les galaxies voisines, sans paraître pourtant plus dense, apparaît en réalité aujourd'hui comme un large vallon où se déverse la matière, un peu comme le point le plus bas d'une large baignoire plate. L'étude montre par ailleurs que notre continent extragalactique contient environ 100 000 grosses galaxies comme la nôtre et 1 millions de plus petites.

Une nouvelle méthode pour cartographier les galaxies

Les réseaux de structures sont connectés avec des frontières mal définies lorsque l'on ne fait qu'une cartographie statique. L'équipe a mis au point une nouvelle méthode pour définir les structures à grande échelle à l'aide des courants de galaxies. Ces calculs sont basés sur les observations conduites par Hélène Courtois, directrice d'une équipe de recherche à l'Institut de physique nucléaire de Lyon (Université Claude Bernard Lyon 1 / CNRS), et les méthodes de visualisation de Daniel Pomarède, chercheur à l'Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers (Irfu) du CEA de Saclay.

Il s'agit d'une méthode ressemblant à la recherche de bassins versants alluviaux. Dans les cartes 3D de l'Univers, nous pouvons trouver des lieux où les courants de galaxies, qui sont dus aux concentrations de matière, se séparent ou se rassemblent tout comme l'eau le fait de part et d'autre de la ligne de partage des eaux.

Dans cette étude l'équipe utilise le plus grand catalogue de vitesses de galaxies jamais publié (8 000 galaxies), qu'ils ont préparé depuis des années pour construire une carte vaste et détaillée de la distribution de matière (noire et lumineuse) dans l'univers.

Dans la vidéo en 3D disponible sur le site de l'Irfu, ils nous montrent comment ils connectent patiemment la surface joignant toutes ces lignes de partage des flots de galaxies qui nous entourent. Dans ce volume d'Univers, tous les mouvements des galaxies sont dirigés vers l'intérieur (par analogie, cette surface délimite notre bassin alluvial). Notre superamas (ou continent de galaxies) est alors défini comme étant le volume englobé, se séparant nettement des autres continents voisins : défini de cette manière, Laniakea est cent fois plus volumineux que ce que l'on pensait depuis 50 ans.

La cosmologie à champ proche est à l'honneur en 2014, R. Brent Tully, co-auteur de l'article ayant collecté les prix prestigieux Gruber (USA), V.A. International Prize (Arménie) et Wempe Award (Allemagne).

Références :

"The Laniakea supercluster of galaxies", R. Brent Tully, Hélène Courtois, Yehuda Hoffman & Daniel Pomarède, Nature, sept.2014, doi:10.1038/nature13674

Source : CEA http://www.cea.fr/le-cea/actualites/laniakea-139369

https://public.nrao.edu/news/pressreleases/supercluster-gbt

http://www2.cnrs.fr/sites/communique/fichier/cp_laniakea_sept2014.pdf

http://irfu.cea.fr/laniakea

http://vimeo.com/104993224 (video 3D version française)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Sur cette étonnante image figure Lupus 4, un nuage de gaz et de poussière en forme d'araignée qui masque les étoiles situées en arrière-plan comme le ferait un épais nuage sombre par une nuit sans Lune. Les nuages tels que Lupus 4 abritent de sombres régions de matière dense à l'intérieur desquelles se forment de nouvelles étoiles qui prochainement brilleront de tout leur éclat. Cette nouvelle image a été acquise par la caméra à grand champ qui équipe le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres installé à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili.

Le nuage sombre Lupus 4  - Crédit : ESO

Lupus 4 se situe à quelque 400 années lumière de la Terre, à cheval sur les constellations du Loup (Lupus) et de la Règle (Norma). Ce nuage fait partie d'un ensemble de nuages sombres qui forment un amas d'étoiles dispersées dénommé Association Scorpion-Centaure OB. Une association de type OB est composée de groupes d'étoiles relativement jeunes, bien qu'éparpillées dans l'espace [1]. Ces étoiles sont vraisemblablement toutes issues d'un unique nuage de matière, de vastes dimensions.

Cette association, et notamment les nuages Lupus qu'elle renferme, est l'association de type OB la plus proche du Soleil. Elle constitue donc une cible de choix pour les études consacrées à l'évolution, en groupe puis séparées, de ces étoiles. Le Soleil, comme la plupart des étoiles de notre galaxie, semble être issu d'un environnement similaire.

Les toutes premières descriptions des nuages sombres de Lupus sont attribuées à l'astronome américain Edward Emerson Barnard. Elles datent de 1927. Parce qu'il abrite une quarantaine de jeunes étoiles s'étant formées au cours des trois derniers millions d'années et sur le point d'entamer leur processus de fusion, Lupus 3, voisin de Lupus 4, demeure à ce jour le mieux étudié (eso1303). La chaleur générée par leur contraction gravitationnelle constitue la principale source d'énergie interne de ces jeunes étoiles, baptisées étoiles de type T Tauri. A l'inverse, la fusion de l'hydrogène et des autres éléments qu'elles renferment constituent le moteur des étoiles plus âgées telles que le Soleil.

Les observations ont révélé l'existence de quelques étoiles de type T Tauri dans la froide obscurité de Lupus 4. Toutefois, la présence, au sein du nuage, d'une région de matière dense et dépourvue d'étoiles, laisse augurer la formation prochaine de nouvelles étoiles. D'ici quelques millions d'années, cette région devrait donner naissance à des étoiles de type T Tauri. Le fait que Lupus 3 abrite un plus grand nombre d'étoiles de type T Tauri que Lupus 4 suggère l'antériorité de Lupus 3 : son contenu matériel semble avoir disposé d'un laps de temps supérieur pour se transformer en étoiles.

Combien d'étoiles se formeront au sein de Lupus 4 ? Difficile à dire, au vu des divergences concernant l'estimation de la masse de Lupus 4. Deux études stipulent que sa masse serait voisine de 250 masses solaires ; une troisième étude, basée sur l'emploi d'une méthode différente, estime cette masse à quelque 1600 masses solaires en revanche. Quoiqu'il en soit, le nuage renferme suffisamment de matière pour donner naissance à de nombreuses nouvelles étoiles brillantes. Tout comme les nuages de l'atmosphère terrestre laissent finalement place au Soleil, ce sombre nuage cosmique devrait progressivement se dissiper et laisser passer la lumière en provenance des étoiles qu'il aura générées.

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 ».

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- Photos du télescope MPG/ESO de 2,2 mètres

- Autres photos prises au moyen du télescope MPG/ESO de 2,2 mètres

- Photos de La Silla

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1427/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En 2007, les images prises par la sonde Huygens de l'ESA ont montré de vastes étendues liquides sur la surface glacée de Titan, essentiellement concentrées dans les régions polaires. Ces lacs ne sont pas remplis d'eau mais d'hydrocarbures, formes de composés organiques qui se trouvent aussi naturellement sur Terre, et dont l'origine sur Titan provient essentiellement des précipitations associées à la présence de nuages dans son atmosphère.

En raison de sa morphologie changeante, les astronomes suspectent que la croûte de Titan est poreuse et contient une quantité importante d'hydrocarbures liquides. Cependant, le cycle des hydrocarbures de Titan, qui relie leur présence dans son sous-sol et sa surface à leur émission atmosphérique, demeure encore relativement méconnu.

Une nouvelle étude pilotée par Olivier Mousis, enseignant chercheur de l'Université de Franche-Comté travaillant au laboratoire CNRS Univers, transport, interfaces, nanostructures, atmosphère et environnement, molécules (UTINAM), a consisté à modéliser les interactions possibles entre les mers de Titan et le réseau de lacs souterrains, nommés alcanofères (aquifères remplis d'alcanes), auxquels celles-ci pourraient être reliées. L'étude a été réalisée en collaboration avec des chercheurs de l'Université de Cornell et du Jet Propulsion Laboratory de la NASA aux États-Unis.

Il était connu qu'une fraction significative des lacs à la surface de Titan pouvait éventuellement être reliée à un corps caché de liquides sous la croûte de Titan. Mais on ne savait pas comment ils pouvaient interagir. La modélisation détaillée du sous-sol de cette lune permet de mieux comprendre comment ces réservoirs cachés peuvent interagir avec les lacs et les mers en surface.

Mousis et ses collègues ont étudié comment un réservoir souterrain d'hydrocarbures liquides diffuse à travers une couche de glace poreuse. Cette diffusion pourrait induire la formation d'un autre réservoir, cette fois composé de clathrates, au sein de la croûte poreuse.

Les clathrates sont des composés dans lesquels l'eau adopte une structure cristalline qui forme de petites cages pouvant piéger des molécules telles que le méthane et l'éthane qui s'y stabilisent.

Sur Titan, la pression et la température de surface permettent à des clathrates de se former lorsque des hydrocarbures liquides entrent en contact avec la glace d'eau, un des composants principaux de la croûte de la lune. Ces clathrates pourraient rester stables jusqu'à plusieurs kilomètres sous le niveau de la surface.

Une des propriétés intéressantes des clathrates est qu'ils induisent un fractionnement – les quantités d'hydrocarbures emprisonnées dans la phase solide ne sont pas les mêmes que celles dans la phase liquide. Pour cette raison, les astronomes ont suggéré que les clathrates pourraient être responsables de plusieurs phénomènes inhabituels sur Titan, incluant la faible abondance des gaz rares dans l'atmosphère de la lune, et le fait que les pôles de Titan soient particulièrement aplatis.

Les lacs souterrains de Titan interagiraient avec le réservoir de clathrates qui fractionnerait progressivement la phase liquide initiale et changerait lentement sa composition. Les lacs souterrains qui ont été en contact avec la couche de clathrates seraient principalement composés de propane ou d'éthane, selon le type de clathrate qui s'est formé.

Ce phénomène devrait être visible depuis la surface de Titan. Les lacs alimentés par les réservoirs souterrains montreraient le même genre de composition, tandis que ceux nourris par les pluies seraient différents, contenant du méthane, de l'azote, ainsi que des traces d'argon et de monoxyde de carbone. Cela signifie que si nous sommes en mesure de mesurer la composition des lacs en surface, nous pourrions savoir ce qui se passe sous terre.

Cette étude nous apporte une meilleure compréhension de la façon dont les liquides de Titan interagissent et se déplacent autour de la surface et l'intérieur de la lune. La mission de Cassini Solstice, une extension de Cassini qui court jusqu'en 2017, aura l'occasion d'explorer encore plus étroitement les lacs de surface de Titan en effectuant d'ici là 54 survols rapprochés de la lune de Saturne.

Référence : 

Equilibrium composition between liquid and clathrate reservoirs on Titan, Olivier Mousis a,b, Mathieu Choukroun c, Jonathan I. Lunine b, Christophe Sotin c, Icarus, volume 239, 1 September 2014, pages 39-45.

a Université de Franche-Comté, Institut UTINAM, CNRS/INSU, UMR 6213, Besançon Cedex, France

b Center for Radiophysics and Space Research, Space Sciences Building, Cornell University, Ithaca, NY 14853, USA

c Jet Propulsion Laboratory, Caltech, 4800 Oak Grove Drive, Pasadena, CA 91109, USA

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/4975

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie