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Nouvelles du Ciel d'Octobre 2008 |
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Nouvelles du Ciel d'Octobre 2008 |
Rappel e-Media |
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Charon imagée par un astronome amateur
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Cet été passé, un groupe de sept astronomes amateurs d'Italie ont collaboré à une campagne d'observation de Pluton, avec l'espoir de saisir une image de sa lune, Charon.
« Imager Charon est très difficile et personne ne l'a repérée avec un équipement d'amateur, jusqu'à présent, » commente Daniele Gasparri, un des membres du groupe. L'équipe a fait plusieurs tentatives, et finalement, un membre du groupe, Antonello Medugno, a pris cette image intéressante.
« Après de nombreux calculs, » dit Gasparri, « nous sommes sûrs que cette image montre clairement Pluton et Charon, pour la première fois avec un équipement d'amateur. » En comparant l'image au graphique qui montre la position de Pluton et de Charon à la même date, c'est évident, il l'a démasquée ! C'est un véritable exploit considérant que son équipement était un télescope « amateur » de 14 pouces (35 cm) ! Pour information, Charon n'a pas été découvert jusqu'en 1978... et avec un télescope de 61 pouces (1,5 mètre) !
Crédit : Coelum Astronomia, Daniele Gasparri, et Antonello Medugno
Les images ont été prises le 19 Août 2008. A cette époque, Pluton était à 31 UA de la Terre, et à une magnitude de 13.9, tandis que Charon était de magnitude 15.5.
Gasparri est étudiant en astronomie, et contribue au magazine italien d'astronomie Coelum. Avec l'appui du magasine, il a coordonné la campagne d'observation du couple Pluton-Charon. Medugno a utilisé un télescope Schmidt-Cassegrain de 14', une caméra CCD Starlight Xpress SXV-H9 et un filtre de bande passante R-IR.
L'image a été traitée en appliquant l'algorithme de Lucy-Richardson à l'image brut, composée de 21 frames de 6 secondes d'exposition chacune, avec une focale de 8900 mm. « Toutes les données confirment l'image : la magnitude, la séparation, et l'angle de position, » note Gasparri. Bon boulot !
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Un 10 parfait pour Hubble
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Le télescope spatial Hubble est de retour en action. Juste deux jours après que l'observatoire orbital ait été remis en ligne, Hubble a pointé son principal instrument de travail, la Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2), vers une cible particulièrement curieuse, une paire de galaxies en interaction gravitationellement appelée Arp 147. L'image a démontré que l'appareil-photo fonctionne exactement comme il était avant de passer en mode déconnecté, obtenant de ce fait un « 10 parfait » à la fois pour la performance et la beauté.
Crédit : NASA, ESA, and M. Livio (STScI)
Les deux galaxies se trouvent être orientée de sorte qu'elles semblent marquer le numéro 10. La galaxie la plus à gauche, ou le «un» dans cette image, est relativement paisible en dehors d'un anneau régulier de lumière stellaire. Elle apparaît presque de profil depuis notre ligne de vue. La galaxie la plus à droite, qui ressemble à un zéro, présente un anneau bleu touffu de formation intense d'étoiles. La paire de galaxies a été photographiée les 27-28 Octobre 2008. Arp 147 se situe dans la constellation de la Baleine (Cetus), et est à plus de 400 millions d'années-lumière de la Terre.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
MESSENGER révèle plus de territoire "caché" sur Mercure
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Les scientifiques de la mission MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) vers Mercure ont discuté le 29 Octobre des résultats du survol de la planète du 06 Octobre dernier. La sonde a produit plusieurs premières scientifiques et a retourné des centaines de nouvelles photos et de mesures de sa surface, atmosphère, et champ magnétique.
La sonde a survolé Mercure peu après
8h40 UTC le 06 Octobre 2008, accomplissant une manoeuvre d'assistance
gravitationnelle critique pour garder le vaisseau sur la bonne trajectoire
pour satelliser Mercure en 2011 et dévoilant 30 pour cent
de la surface de Mercure qui n'avait jamais été vu
auparavant par un vaisseau spatial.
« La région de la surface de Mercure que nous avons pu voir de près pour la première fois ce mois-ci est plus étendue que l'Amérique du Sud, » dit Sean Solomon, investigateur principal de MESSENGER et directeur du Département de Magnétisme Terrestre à la Carnegie Institution à Washington. « Une fois combinée avec des données de notre premier survol et de Mariner 10, notre dernière couverture signifie que nous avons maintenant vu environ 95% de la planète. »
La comparaison des observations de la magnétosphère du premier survol de MESSENGER en Janvier avec les données du second passage de la sonde a fourni de nouvelles vues sur la nature du champ magnétique interne de la planète et a révéle de nouveaux dispositifs de la magnétosphère de Mercure.
« Les survols précédents par MESSENGER et Mariner 10 ont fourni des données seulement sur l'hémisphère Est de Mercure, » explique Brian Anderson, du Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL), Laurel, Md.. « Le survol le plus récent nous a donné nos premières mesures sur l'hémisphère Ouest de Mercure, et avec elles nous avons découvert que le champ magnétique de la planète est fortement symétrique. »
« Ce résultat apparemment simple est significatif pour le champ interne de la planète parce qu'il implique que le dipöle est bien plus étroitement aligné avec l'axe de rotation de la planète que nous aurions pu conclure avant le second survol, » commente Anderson.
L'instrument MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) a observé la queue étendue, côté nuit, et les régions du côté jour de l'atmosphère mince de Mercure - connue sous le nom d'exosphère - recherchant l'émission de sodium, calcium, magnésium, et des atomes d'hydrogène.
« Les observations de MASCS de magnésium sont la première détection de ces espèces dans l'exosphère de Mercure, » explique le scientifique Ron Vervack de l'APL participant à MESSENGER. L'analyse préliminaire du sodium, du calcium, et des observations de magnésium suggèrent que les distributions spatiales de ces trois espèces sont différentes et que la distribution de sodium pendant le deuxième survol est sensiblement différente de celle observée pendant le premier survol.
L'altimètre laser de la sonde (MLA) a mesuré la topographie de la planète, permettant aux scientifiques, pour la première fois, de corréler les mesures topographiques à haute résolution avec des images à haute résolution.
Maintenant que les appareils-photo de MESSENGER ont imagé plus de 80 pour cent de Mercure, il est clair que, à la différence de la Lune et de Mars, la planète manque de différences géologiques à l'échelle de l'hémisphère. « Sur la lune, les plaines volcaniques sombres sont concentrées du côté proche et sont presque absentes du côté opposé, » constate Mark Robinson (Arizona State University). « Sur Mars, l'hémisphère sud se compose de montagnes plus anciennes criblées de cratères, tandis que l'hémisphère nord se compose de plus jeunes plaines. La surface de Mercure est plus homogènement ancienne et fortement grêlée de cratères, avec de grandes étendues de plus jeunes plaines volcaniques se trouvant à l'intérieur et entre les bassins géants d'impact. »
L'imagerie en couleur montre également que la croûte de Mercure est de composition hétérogène. « Bien que des interprétations définitives de la composition ne peuvent pas encore être faites, la distribution de différents composants varie à travers la surface et avec la profondeur - la croûte de Mercure est plus analogue à un gâteau marbré qu'à un gâteau feuilleté, » ajoute Robinson.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Dans
une course contre le temps et les éléments, les ingénieurs
de la mission Phoenix Mars Lander ont commencé à arrêter
certains instruments et radiateurs afin de prolonger la vie de la mission de plusieurs semaines. Le
lander, qui a fonctionné pendant cinq mois sur la surface de Mars, deux
mois de plus que prévu, consommera bientôt plus de puissance que
ses panneaux solaires peuvent produire en raison du raccourcissement de la durée
du jour et de la diminution du nombre d'heures d'ensoleillement atteignant ses
panneaux solaires. En même temps, le vaisseau spatial exige plus de puissance
pour faire fonctionner des radiateurs qui lui permettent de fonctionner malgré
la baisse de température à l'approche de l'automne. Dans les prochaines
semaines, quatre radiateurs seront arrêtés, un à la fois,
pour réduire la demande de puissance tout en permettant toujours au vaisseau
spatial de fonctionner et de retourner les données de ses instruments.
Six nouvelles planètes ont été découvertes
par l'équipe genévoise avec l'instrument HARPS sur le télescope
de 3,6 m de l'ESO à La Silla, au Chili : BD-17 63 b, HD 131664 b , HD 145377 b, HD 153950 b, HD 17156 b et HD 20868 b (Moutou et al).
Le Système planétaire le plus proche abrite deux ceintures d'astéroïdes
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Les nouvelles observations du télescope spatial Spitzer indiquent que le système planétaire le plus proche du nôtre possède deux ceintures d'astéroïdes. Notre propre système solaire n'en a qu'une.
L'étoile au centre du système voisin, appelé Epsilon Eridani, est une plus jeune, légèrement plus froide et plus légère version du Soleil. Précédemment, les astronomes avaient découvert la preuve de deux planètes possibles dans le système, et d'un large anneau externe de comètes glaciales semblable à notre propre ceinture de Kuiper.
Maintenant, Spitzer a découvert que le système a également deux ceintures d'astéroïdes. L'une se tient approximativement à la même position que celle dans notre Système solaire. La seconde, une ceinture plus dense, très probablement peuplée également par des astéroïdes, se trouve entre la première ceinture et l'anneau de comètes. La présence des ceintures d'astéroïdes implique des planètes additionnelles dans le système d'Epsilon Eridani.
Les astronomes ont détecté auparavant des étoiles avec des signes de ceintures multiples de matériel, mais Epsilon Eridani est plus près de la Terre et plus comme notre Soleil en général. Elle est à 10 années-lumière, légèrement moins massive que le Soleil, et âgée d'approximativement 800 millions d'années, ou un cinquième de l'âge du Soleil.
Les ceintures d'astéroïdes détectées par Spitzer orbitent à des distances d'approximativement 3 et 20 Unités astronomiques de l'étoile (une Unité astronomique est la distance moyenne entre la Terre et le Soleil). Pour comparaison, notre propre ceinture d'astéroïdes se trouve à environ 3 Unités astronomiques du Soleil, et Uranus est approximativement à 19 Unités astronomiques.
Une des deux planètes possibles précédemment identifiées autour d'Epsilon Eridani, appelé Epsilon Eridani b, a été découverte en 2000. La planète est censée orbiter à une distance moyenne de 3.4 Unités astronomiques de l'étoile -- juste en dehors de la ceinture d'astéroïdes la plus intérieure identifiée par Spitzer. C'est la première fois qu'une ceinture d'astéroïdes et une planète au-delà de notre Système solaire sont trouvées dans un arrangement semblable à notre ceinture d'astéroïde et Jupiter.
Quelques chercheurs avaient rapporté que Epsilon Eridani b orbite dans une ellipse exagérée s'étendant entre 1 et 5 Unités astronomiques, mais ceci signifie que la planète croiserait, et perturberait rapidement, la ceinture d'astéroïdes récemment découverte. Au lieu de cela, Backman et ses collègues soutiennent que cette planète doit avoir une orbite plus circulaire qui la garde juste en dehors de la ceinture.
L'autre planète candidate a été proposée pour la première fois en 1998 pour expliquer des bosses dans l'anneau de comètes externe de l'étoile. On pense que celle-ci se trouverait près du bord intérieur de l'anneau, qui orbite entre 35 et 90 Unités astronomiques d'Epsilon Eridani.
La ceinture intermédiaire détectée par Spitzer suggère qu'une troisième planète pourrait être responsable de la création et de l'accompagnement de son matériel. Cette planète orbiterait à approximativement 20 Unités astronomiques et se trouverait entre les deux autres planètes. «Des études détaillées des ceintures de poussières dans d'autres systèmes planétaires nous en diraient beaucoup sur leur structure complexe,» ajoute Michael Werner, co-auteur de l'étude et scientifique de projet pour Spitzer au JPL (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.). « Il semble qu'il n'y a pas deux systèmes planétaires semblables. »
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Dennis Simmons (Brisbane, Australie) a capturé le passage
auprès de la Terre le 23 Octobre de l'astéroïde 2008 TT26. L'astéroïde,
découvert le 09 Octobre par LINEAR et d'environ 65 mètres de diamètre,
est passé au plus près de notre planète à la distance
de 3,56 LD (1 LD = Distance moyenne à la Lune = 384.400 km) le 23 Octobre
2008 à 00h17 UTC.
Le lancement de GOCE reporté à 2009 : Les
autorités russes responsables du lanceur Rockot qui doit placer sur orbite
le satellite GOCE de la série des Earth Explorer de l'ESA ont achevé
leurs investigations sur la défaillance du système de navigation
et de guidage de l'étage supérieur Breeze KM du lanceur. Le lancement
de GOCE ne pourra pas avoir lieu avant février 2009. La date exacte de
ce lancement sera décidée ultérieurement, une fois que
les modifications auront été accomplies et validées.
Le contact radio a été rétabli avec XMM-Newton,
l'observatoire de rayons X de l'ESA, le mercredi 22 octobre vers 16:00 UTC.
Ceci faisait suite à un silence radio inattendu du vaisseau spatial qui
a débuté le samedi 18 octobre 2008 quand XMM-Newton, sortant d'une
période nominale de non-visibilité radio le long de son orbite
autour de la Terre, n'a pas réussi à envoyer le signal prévu
vers notre planète.
La capsule spatiale russe Soyouz, avec à son bord le
touriste de l'espace et millionnaire américain Richard Garriott et deux
cosmonautes russes, a atterri au Kazakhstan à l'heure prévue (03h34
UTC),.
Les ingénieurs
de la Nasa ont identifié deux problèmes à l'origine de
l'arrêt du fonctionnement du télescope orbital Hubble, et ont déclaré
avoir réussi à réinitialiser l'un des ordinateurs
incriminés dans les dysfonctionnements.
CoRot détecte les oscillations de 3 étoiles lointaines
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Le satellite du CNES a mis la main sur 3 étoiles lointaines qui ressemblent étonnamment à notre Soleil. La découverte fait l'objet cette semaine d'un article dans la prestigieuse revue américaine Science.
Une grande première
Le télescope spatial du CNES ne trouve pas seulement les exoplanètes puisqu'il vient de détecter dans 3 étoiles lointaines plus chaudes que le Soleil des caractéristiques physiques semblables à celles de notre astre.
Comment est-il parvenu à ces résultats ?
La méthode utilisée par CoRoT est basée sur une photométrie à très haute précision, explique Eric Michel, de l'Observatoire de Paris au Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (LESIA).
Sur chacune des 3 étoiles observées, HD499933, HD181420 et HD181906, CoRoT a découvert des oscillations et une granulation comparables à celles du Soleil. »
Et c'est une grande première car des oscillations n'avaient jamais été mises en évidence en photométrie avec une telle précision.
« Ces oscillations sont des déformations périodiques de la structure de l'étoile et leur signature photométrique est une variation extrêmement faible de la luminosité de l'étoile » explique Eric Michel.
Autre point commun entre les 3 étoiles observées et le Soleil : leur granulation, relief en perpétuel mouvement de la surface composé de grains brillants (plasma chaud ascendant) cernés par des zones plus sombres (plasma moins chaud).
En apprendre sur l'enveloppe des étoiles
« Cette granulation témoigne des mouvements de convection juste sous la surface» indique Eric Michel. « On a observé une granulation de type solaire sur les 3 étoiles ».
Les courbes de lumière obtenues confirment également la ressemblance avec la Soleil.
« Leur analyse met clairement en évidence la présence de pulsations de type solaires avec des peignes de fréquences caractéristiques ».
Les astronomes vont maintenant décortiquer chacune de ces courbes de lumière car elles reflètent ce qui se passe à l'intérieur des étoiles. « Grâce à la précision des résultats obtenus avec CoRoT en photométrie nous allons en apprendre davantage sur la dynamique de l'enveloppe des étoiles, une région, encore mal connue » s'enthousiasme Eric Michel.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Le
petit astéroïde
2008 US, d'un diamètre estimé à 2 mètres et
découvert à 09h42 UTC le 21 Octobre 2008 par le Mt. Lemmon Survey,
a effectué un passage à une distance de 00021 UA, ou 31.400 km
soit 0.08 LD (1 LD = 384.400 km), de notre planète le 20 Octobre vers
23h20 UTC.
Le petit
astéroïde
2008 UM1, d'un diamètre estimé à 1 mètre et
découvert à 09h27 UTC le 22 Octobre 2008 par le Mt. Lemmon Survey,
a effectué un passage à une distance de 0.000473 UA, soit environ
70.300 km ou 0.18 LD (1 LD = 384.400 km), de notre planète le 22 Octobre
vers 03h57 UTC.
Chandrayaan-1, la première mission de l'Inde vers la
Lune, a été lancée avec succès ce matin depuis
le Satish Dhawan Space Centre (SHAR) de Sriharikota, Inde. Le lanceur PSLV-C11,
une version améliorée du lanceur PSLV (Polar Satellite Launch
Vehicle) de l'ISRO (Indian Space Research Organization), a décollé
à 02h52 CEST et, environ 20 minutes plus tard, a injecté le vaisseau
spatial dans une orbite fortement elliptique autour de la Terre. L'insertion
en orbite lunaire de Chandrayaan-1 aura lieu dans environ deux semaines. Des
manoeuvres supplémentaires abaisseront progressivement l'altitude du
vaisseau spatial pour le positionner sur une orbite circulaire finale à
100 km d'altitude. La vaisseau spatial éjectera une sonde, ‘Moon Impact
Probe', pour fournir des informations sur la surface lunaire.
L'essaim
des Orionides a créé la surprise. Les observateurs autour du monde
ont compté plus
de 40 météores par heure, environ deux fois le taux habituel,
avec un nombre inhabituel de météores terminant leur
course dans un superbe feux d'artifice, comme celui vu et photographié
par Marsha Adams au-dessus de Sedona, en Arizona, au matin du 21 Octobre.
Comète P/2008 U1 (McMillan)
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R. S. McMillan (LPL, Univ. of Arizona) a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 18 Octobre 2008, dans le cadre du Spacewatch Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par A. R. Gibbs (Mt. Lemmon). Des observations antérieures à la découverte faites par Spacewatch les 20 Septembre, 06 Octobre et 10 Octobre 2008 ont également été retrouvées.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2008 U1 (McMillan) indiquent un passage au périhélie le 12 Mai 2008 à une distance de 2,5 UA du Soleil, et une période de 8,1 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 14 Mai 2008 à une distance de 2,5 UA du Soleil, et une période de 8,1 ans.
En Décembre 2008, Syuichi Nakano a relié la comète avec des observations non reportées auparavant d'un objet de magnitude 18 obtenues par LONEOS en Septembre et Octobre 2000. Cet objet est répertorié maintenant sous la désignation de P/2000 S7. La nouvelle orbite montre que la comète est passée à 0,18 UA de Jupiter le 08 Juillet 2004.
Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 U1 (McMillan) a reçu la dénomination définitive de 208P/McMillan en tant que 208ème comète périodique numérotée.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Un nuage bordeaux avec un coeur massif
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Une nouvelle image publiée par l'ESO montre les complexités étonnantes d'une vaste pépinière stellaire, qui porte le nom de Gum 29. Au centre, un petit amas d'étoiles - appelé Westerlund 2 - s'est avéré abriter l'un des plus massifs systèmes binaires d'étoiles connus des astronomes.
Enfoui profondément dans l'énorme et nébuleuse étendue de Gum 29, le relativement peu connu amas Westerlund 2 est clairement vu au centre de cette image. Les dernières mesures indiquent qu'il se trouve à une distance d'environ 26.000 années-lumière de la Terre, le plaçant vers le bord extérieur du bras en spirale Carina de la Voie lactée. La distance de l'amas a été le sujet d'un examen minutieux dans le passé, car c'est l'un des paramètres nécessaires pour comprendre cet intriguant objet. Westerlund 2 est très jeune aussi, avec un âge de seulement de 1 - 2 millions d'années.
Les observations précédentes ont montré que deux étoiles vers la droite inférieure de l'amas sont de véritables leviathans. Ensemble elles forment ce qui est connu comme un système double. Les deux étoiles ont des masses de 82 et 83 fois celle de notre Soleil et tournent l'une autour de l'autre en approximativement 3.7 jours. Elles sont parmi les étoiles les plus massives connues des astronomes.
Les observations détaillées de cette paire intrigante ont également montré que ce sont deux étoiles Wolf-Rayet. Ce sont des étoiles massives vers la fin de leurs vies, expulsant de vastes quantités de matériel lorsque leurs dernières heures arrivent. Les observations faites dans les rayons X ont plus tard montré que les jets du matériel de chaque étoile se heurtent continuellement, créant un embrasement de radiations de rayons X.
L'image a été obtenue avec l'appareil-photo Wide Field Imager (WFI) attaché au télescope Max-Planck/ESO de 2.2 m à l'observatoire de l'ESO de La Silla au Chili. Situé à une altitude de 2400 mètres dans le désert aride d'Atacama, cet observatoire se tient sous certains des cieux les plus clairs et les plus foncés sur Terre. Le WFI excelle à étude des profondeurs les plus lointaines de l'Univers de cette incomparable position avantageuse.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Comète P/2008 T5 (NEAT)
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L'astronome amateur japonais Ken-ichi Kadota (Ageo, Saitama-ken, Japon) a retrouvé la comète P/2001 J1 (NEAT) le 15 Octobre 2008. La confirmation a été faite par Hiroshi Abe (Yatsuka-cho, Shimane-ken, Japon) le 18 Octobre et par lui-même les 17 et 18 Octobre.
Les éléments orbitaux de la comète P/2008 T5 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 06 Novembre 2008 à une distance de 0.9 UA du Soleil et une période de 7,67 ans.
La comète 2001 J1 NEAT avait été découverte par S. Pravdo, E. Helin, et K. Lawrence sur les images CCD de NEAT prises le 11 Mai 2001. [IAUC 7623], Les observations ultérieures ont laissé entendre qu'il s'agissait d'une comète à courte période, et les observations de C. W. Hergenrother, T. B. Spahr, et M. Nelson avec le télescope VATT Lennon le 27 Mai 2001 ont clairement établi que la période orbitale était d'environ 7.5-7.97 ans. Spahr a également identifié la comète avec un objet très faible, non décrit comme cométaire, découvert par A. E. Gleason avec le télescope Spacewatch le 07 Octobre 2000. Syuichi Nakano a noté à l'époque une certaine similitude approximative avec l'orbite de la comète disparue 3D/Biela [IAUC 7635].
Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 T5 (NEAT) a reçu la dénomination définitive de 207P/NEAT en tant que 207ème comète périodique numérotée.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Quand
la comète 8P/Tuttle est passée près de la Terre au début
de cette année, les astronomes ont tiré son portrait avec le radiotélescope
d'Arecibo à Porto Rico. A leur surprise, les images radar ont révélé
que la comète se compose de deux morceaux qui semblent
être reliés par un fin pont de matériel. Les observations
avec le télescope spatial Hubble et le télescope spatial Spitzer
montrent que l'un des morceaux de la comète est de 5,6 kilomètres
de diamètre et que le diamètre de l'autre est de 2,4 kilomètres.
Les images de l'astéroïde Pallas du télescope
spatial Hubble couvrent une grande partie d'une rotation de Pallas,
et révèlent que l'astéroïde est de forme irrégulière
et que la surface est plus sombre par endroit.
Un vent solaire inattendu révélé par la sonde Ulysse
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La sonde spatiale Ulysse, qui vient de fêter ses 18 ans dans l'espace, a fourni des résultats inattendus sur le vent solaire. Ulysse vient de mettre en évidence une baisse significative de la densité et de la température des électrons du vent solaire depuis le dernier minimum solaire. Cette baisse a une origine encore incomprise, mais pourrait être reliée à des fluctuations de la dynamo solaire, sur de longues périodes, comme le propose une équipe de chercheurs, dont plusieurs de l'Observatoire de Paris.
Lancée le 6 octobre 1990 par la navette américaine Discovery, Ulysse est une mission issue d'une collaboration étroite entre l'ESA et la NASA. Grâce à son orbite exceptionnelle hors du plan de l'écliptique (par effet de fronde gravitationnelle de Jupiter), Ulysse est la seule sonde à avoir étudié l'environnement spatial à toutes les latitudes héliographiques (80° Sud à 80° Nord) autour du Soleil. Ulysse a permis ainsi de cartographier l'héliosphère (la bulle de plasma soufflée par le vent solaire) en quatre dimensions pendant plus d'un cycle solaire. Ulysse a pour mission principale l'étude des propriétés du vent solaire, un plasma (gaz ionisé) composé principalement d'électrons et de protons, éjecté à une vitesse qui peut atteindre 800 km/s et davantage. Ce vent rapide, provenant des régions polaires du soleil, n'était que très sporadiquement observé dans le plan de l'écliptique, et n'avait jamais été observé hors du plan. Ulysse a permis de montrer qu'il était présent tout au long du cycle solaire, et qu'en période de minimum d'activité solaire le vent rapide occupe la majeure partie de l'héliosphère.
Alors que son espérance de vie n'était que de 5 ans, Ulysse vit depuis 18 ans et a effectué 3 passages polaires autour de notre étoile : en 1994-1995 pendant le minimum d'activité solaire ; en 2001 pendant le maximum solaire ; depuis février 2007 il a entamé une dernière orbite à nouveau en minimum solaire. Tous les instruments à bord ont pu étudier les propriétés à grande échelle du vent solaire à treize ans d'intervalle, se produisant dans des conditions similaires, si ce n'est que les pôles magnétiques du soleil se sont inversés : depuis 2001 le pôle nord magnétique se trouve au sud et vice-versa.
Ulysse a observé des changements inattendus du vent solaire rapide. Les observations proviennent de l'instrument radio embarqué URAP (Unified Radio And Plasma wave) à bord, permettant des mesures d'ondes à partir des antennes électriques connectées à un récepteur radio sensible, entièrement fabriqué à l'Observatoire de Paris. Ces observations permettent d'obtenir un diagnostic du vent solaire, en particulier de la densité électronique du plasma et de la température des électrons. Nous avons montré que le vent rapide des hautes latitudes solaires est aujourd'hui 20% moins dense et 13% plus froid qu'en 1994-95. Cette baisse notable est corroborée par des mesures complémentaires des particules, alors que le champ magnétique interplanétaire montre également une baisse d'intensité de plus de 35%. Ceci exclut donc tout effet instrumental dû à l'âge de la sonde. Le flux d'électrons normalisé à 1 UA montre une décroissance de 25 % alors que la vitesse du vent rapide est restée proche de sa valeur classique de 750 km/s.
Ce phénomène, actuellement incompris, pourrait être relié au cycle solaire de 22 ans ainsi qu'aux fluctuations de la dynamo solaire sur de longues périodes de temps. Une confrontation avec des observations solaires devrait permettre d'en savoir plus.
Référence ; " Electron properties of high-speed solar wind from polar coronal holes obtained by Ulysses thermal noise spectroscopy: Not so dense, not so hot " Issautier, K., Le Chat, G., Meyer-Vernet, N., Moncuquet, M., Hoang, S., MacDowall, R. J., McComas, D. J., Geophys. Res. Lett., Vol. 35, No. 19, L19101, doi:10.1029/2008GL034912, 2008.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
La Nasa
devrait lancer ce dimanche 19 Octobre 2008, entre 1744:20 et 1751:50 GMT, la
petite sonde IBEX (Interstellar Boundary Explorer) dont la mission de
deux ans est destinée à capturer des images et cartographier les
limites de notre Système solaire. Le lancement par une fusée Pegasus
a lieu depuis d'Atoll de Kwajalein dans les Iles Marshall Islands.
L'activation
des instruments scientifiques du télescope spatial Hubble et la reprise des observations
scientifiques ont été suspendues après la détection de deux anomalies dans les systèmes
à bord du télescope.
La relation à distance de deux astéroïdes
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Deux petits astéroïdes du système solaire externe, distants de plus de 100.000 kilomètres et ayant chacun des orbites excentriques remettent en cause l'explication que l'on donnait à la formation de telles associations dans l'espace, indiquent des chercheurs.
Crédit : CFHT, VLT, Gemini/ CFEPS team
Jean-Marc Petit et ses collègues d'Europe et d'Amérique du Nord ont suivi ces six dernières années le mouvement de ce système binaire, appelé 2001 QW322, dans la ceinture de Kuiper, au-delà de Pluton. Cela leur a permis de déterminer qu'ils tournent l'un autour de l'autre en 25 à 30 ans et sont séparés de 105 à 135.000 kilomètres, distance supérieure à celle de tout autre binôme de planètes connu. Les astéroïdes sont tellement éloignés l'un de l'autre que les chercheurs pensent qu'ils sont très sujets à des perturbations par les champs gravitationnels d'autres objets célestes. Le fait qu'ils aient conservé leur association au sein de la ceinture de Kuiper impose des conditions bien particulières à l'histoire même de cette ceinture.
Jean-Marc Petit et ses collègues en concluent que cette paire d'astéroïdes s'est formée suite à une collision il y a probablement moins d'un milliard d'années et que sa fragile existence implique que de telles associations ont dû être bien plus communes dans le système solaire à ses débuts.
Référence ; « The Extreme Kuiper Belt Binary 2001 QW322 » par J.-M. Petit et P. Rousselot de l'Université de Franche Comté à Besançon, France ; J.J. Kavelaars du National Research Council à Victoria, BC, Canada ; J.L. Margot, P.D. Nicholson, P.A. Taylor de la Cornell University à Ithaca, NY ; R.L. Jones de l'Université de Washington à Seattle, WA ; J. Wm. du Parker Southwest Research Institute à Boulder, CO ; M. L. N. Ashby du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics à Cambridge, MA ; A. Campo Bagatin et P. Benavidez de l'Université d'Alicante à Alicante, Espagne. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/322/5900/432
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Une nouvelle
image composée montre l'amas de galaxies Abell 521, localisé à environ
2,9 milliards d'année-lumière de la Terre. L'image de l'Observatoire
de rayons X Chandra montre le gaz chaud dans l'amas, et une image du radiotélescope
GMRT (Giant Meterwave Radio Telescope) en Inde montre l'émission radio
en orange. La forme allongée de l'émission de rayons X montre
que l'amas a subi une violente collision, où un autre groupe ou amas
de galaxies est entré en collision avec l'amas principal.
En 1873,
le général-major Casimir-Erasme Coquilhat (1811-1890) publie son
dernier article (16 pages) dans Mémoires de la Société
Royale des Sciences de Liège. Intitulé Trajectoires des fusées
volantes dans le vide, cet article contient la formule mathématique de la propulsion par fusée,
qui détermine les performances de son fonctionnement dans le vide. Longtemps
attribuée à Constantin Tsiokovski (1857-1935), qui l'a (re)découverte
vingt-cinq ans plus tard et fait connaître dans ses écrits sur
la cosmonautique, cette équation est en fait l'oeuvre d'un militaire
belge !
Un pulsar à rayons gamma : le télescope
spatial Fermi pour les rayons gamma lancé en juin a détecté
un pulsar à rayon gamma dans les vestiges d'une jeune supernova CTA1
qui a explosé il y a 5 à 15 mille ans. Le pulsar, qui ne produit
pas d'ondes radio détectables, est l'un des premiers à être
identifié uniquement par ses rayons gamma. L'origine des rayons gamma
est souvent difficile à élucider mais la découverte faite
par Gottfried Kanbach et une équipe internationale de chercheurs laisse
penser que nombre de sources de rayons gamma non identifiées pourraient
aussi être de jeunes pulsars. Si c'est le cas, de telles découvertes
pourraient contribuer à l'étude de la fréquence des supernovas
et à l'évolution de leurs vestiges.
Un débris de fusée vieux de dix-huit ans retrouvé en Australie
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La brousse australienne a finalement révélé un secret vieux de presque deux décennies en Juillet quand une enveloppe de moteur de fusée a été trouvée lors d'un rassemblement de bétail de routine sur une propriété de trois millions d'acres (environ 12.000 km²). D'abord repéré par Mr Arthur Taylor tandis qu'il pilotait un avion Cessna pour l'opération de rassemblement, l'enveloppe apparaissait en relativement bon état et ne semblait pas être très vieille.
Mr Michael White a expédié de nombreuses photos de l'objet au bureau du programme de débris en orbite de la NASA (NASA Orbital Debris Program Office), dont une avec un clair numéro de série à côté du point d'attache de bec. En utilisant le numéro de série, le personnel du Kennedy Space Center de la NASA a pu tracer l'enveloppe du moteur à un lanceur Delta 2 utilisé le 12 juin 1990 pour livrer le vaisseau spatial géosynchrone indien INSAT-1D depuis la station de l'Armée de l'Air de Cape Canaveral, en Floride. Ce moteur de fusée a servi au lancement du troisième étage (U.S. Satellite Number 20645, International Designator 1990-051C), qui a emporté la charge utile d'une orbite de stationnement de basse altitude dans une orbite géosynchrone de transfert de 135 kilomètres par 39.750 kilomètres avec une inclination de 27.2 degrés. La ré-entrée de l'étage s'est produite quelques mois plus tard.
L'objet rejoint les enveloppes semblables de moteur de fusée trouvées en Arabie Saoudite, en Thaïlande, et en Argentine au cours de ces dernières années.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Zoom sur le disque de gaz autour des étoiles jeunes : des comportements bien différents !
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Six jeunes étoiles entourée d'un disque de matière viennent d'être étudiées à l'aide de l'instrument AMBER installé sur le Very Large Telescope Interferometer (VLTI) de l'ESO au Chili. Pour ce faire, l'équipe internationale d'astronomes a utilisé le mode de spectro-interférométrie de cet équipement unique au monde pour étudier le gaz contenu dans ces disques. Pour deux de ces étoiles le gaz du disque tombe sur l'étoile, pour les quatre autres, il y au contraire éjection sous forme de vent stellaire. Une telle analyse permettra dans l'avenir de mieux comprendre les phénomènes physiques à l'oeuvre dans ces régions circumstellaires qui détiennent les clés de la formation planétaire. Ces résultats font l'objet de deux articles dans Astronomy and Astrophysics.
L'instrument AMBER (Astronomical Multi-BEam combiner) sur le VLTI offre désormais la possibilité unique de coupler interférométrie et analyse spectroscopique, tout en maintenant une résolution spatiale de quelques milli-arcsecondes (1). Grâce à cette caractéristique, une équipe internationale (2) d'astronomes coordonnée par Eric Tatulli de l'Observatoire de Grenoble (Université Joseph Fourier, INSU) et Stefan Kraus de l'Institut de Radioastronomie Max Planck en Allemagne (Bonn) a étudié pour la première fois l'environnement gazeux d'un échantillon de six étoiles jeunes de la famille des Herbig Ae/Be. Ces étoiles de masse intermédiaire (de 2 à 10 fois la masse du Soleil) sont encore en formation. Elles sont entourées d'un disque de matière constitué de gaz et de poussière prélude à la formation de système planétaire.
Ces observations, montrent que pour deux des étoiles, le gaz en provenance du disque tombe vers l'étoile centrale. Plus précisément, les mesures dans un des cas caractérise un disque de gaz chaud (environ 1 700 degrés) vide de toute poussière en rotation, et dans l'autre, le transport de matière du disque vers la surface de l'étoile sous l'action des lignes de champ magnétique. Pour les quatre autres étoiles, ils mettent en évidence un phénomène inverse: de la matière est éjectée sous forme de vents soit directement de l'étoile, soit à partir du disque, de nouvelles observations étant requises pour préciser leur morphologie.
Ces résultats témoignent du potentiel de la spectro-interférométrie pour sonder, non seulement les poussières, mais aussi le gaz entourant ces étoiles jeunes. Les observations à venir permettront de franchir de nouvelles étapes vers la connaissance approfondie de la géométrie et de la dynamique de ce gaz circumstellaire chaud, foyer de naissance des planètes.
Référence - "Spatially resolving the hot CO around the young Be star 51 Ophiuchi?". E. Tatulli, F. Malbet, F. Ménard, C. Gil, L. Testi, A. Natta, S. Kraus, P. Stee, and S. Robbe-Dubois. Astronomy and Astrophysics, 489, 1151 (2008).
- "The origin of hydrogen line emission for five Herbig Ae/Be stars spatially resolved by VLTI/AMBER spectro-interferometry". S. Kraus, K.-H. Hofmann1, M. Benisty, J.-P. Berger, O. Chesneau, A. Isella, F. Malbet, A. Meilland, N. Nardetto, A. Natta, T. Preibisch, D. Schertl, M. Smith, P. Stee, E. Tatulli, L. Testi, and G. Weigelt. Astronomy and Astrophysics, 489, 1157 (2008).
Note(s)
1 - Observer la Lune avec une milli-arcseconde de résolution angulaire correspond à pouvoir y distinguer des détails de l'ordre de 2 mètres.
2 - Cette équipe comprend : - E. Tatulli, F. Malbet, F. Ménard, M. Benisty, J.P. Berger, Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (CNRS, Université Joseph Fourier) ; - S. Kraus, K.-H. Hofmann, A. Meilland, N. Nardetto, T. Preibisch, D. Schertl, G. Weigelt, Max Planck Institut für Radioastronomie, Bonn ; - A. Natta, L. Testi, INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Firenze ; - O. Chesneau, Ph. Stee, laboratoire Fizeau ( CNRS, Université Nice Sophia Antipolis, Observatoire de la Côte d'Azur) ; - A. Isella, Caltech Pasadena ; - S. Robbe-Dubois, Laboratoire Universitaire d'Astrophysique de Nice (CNRS, Université de Nice) ; - C. Gil, ESO.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
L'ESA se penche sur l'origine de Phobos
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Les scientifiques européens de l'espace ont fait un pas de plus pour démêler l'origine de la plus grande lune de Mars, Phobos. Grâce à une série de rencontres proches par le vaisseau spatial Mars Express de l'ESA, la lune apparaît comme un empilement de gravats plutôt qu'un simple objet solide. Cependant, des mystères demeurent au sujet de la provenance des gravats.
A la différence de la Terre, avec son unique grande lune, Mars héberge deux petites lunes. La plus grande est Phobos, un morceau irrégulier de roche de l'espace mesurant 27 km x 22 km x 19 km.
Au cours de l'été, Mars Express a fait une série des passages proches auprès de Phobos. Il a capturé des images lors de presque tous les survols avec l'appareil-photo stéréo de haute résolution (HRSC). Une équipe menée par Gerhard Neukum (Freie Universität Berlin), faisant également participer des scientifiques du DLR (German Aerospace Centre), emploie maintenant ces dernières et les précédentes données collectées pour construire un modèle 3D plus précis de Phobos, de sorte que son volume puisse être déterminé avec plus de précision.
En plus, pendant l'un des survols les plus proches, l'équipe de Mars Express Radio Science (MaRS) Experiment menée par Martin Pätzold (Rheinisches Institut fuer Umweltforschung, University of Cologne), a soigneusement surveillé les signaux radio du vaisseau spatial. Ils ont enregistré les changements de fréquence provoquée par la pesanteur de Phobos attirant Mars Express. Ces données sont utilisées par Tom Andert (Universität der Bundeswehr Muenchen) et Pascal Rosenblatt (Royal Observatory of Belgium), deux des membres de l'équipe de MaRS, pour calculer la masse précise de la lune martienne.
A partie des données de masse et de volume, les équipes pourront calculer la densité. Par la suite, ce sera un nouvel indice important sur la façon dont la lune s'est formée.
Précédemment, le suivi radio de la mission soviétique Phobos 88 et du vaisseau spatial satellisant Mars dans les décennies passées avait fourni la masse la plus précise. « Nous pouvons être dix fois plus précis dans nos mesures de déplacement de fréquence aujourd'hui, » dit Rosenblatt.
L'évaluation de masse actuelle de l'équipe pour Phobos est de 1.072 x 10^16 kilogrammes, ou environ un milliardième la masse de la Terre.
Les calculs préliminaires de densité suggèrent qu'elle est de 1.85 gramme par centimètre cube. C'est inférieur à la densité des roches de la surface martienne, qui est de 2.7-3.3 grammes par centimètre cube, mais très similaire à celle de quelques astéroïdes.
La classe particulière d'astéroïdes qui partagent la densité de Phobos sont ceux de la classe D. On pense que ce sont des corps fortement fracturés contenant des cavernes géantes parce qu'ils ne sont pas solides. Au lieu de cela, ils sont une collection de morceaux liés par la gravitation. Les scientifiques les appellent des empilements de blocaille.
Aussi, les données spectroscopiques de Mars Express et des vaisseaux spatiaux précédents montrent que Phobos a une composition semblable à ces astéroïdes. Ceci suggère que Phobos, et probablement l'autre plus petite lune Deimos, sont des astéroïdes capturés. Cependant, une observation demeure difficile à expliquer dans ce scénario.
Les astéroïdes habituellement capturés sont injectés dans des orbites aléatoires autour de la planète qui les tient gravitationellement, mais Phobos orbite au-dessus de l'équateur de Mars - un cas très spécifique. Les scientifiques ne comprennent pas encore comment cela pourrait se faire.
Dans un autre scénario, Phobos pourrait avoir été fait de roches martiennes qui ont été soufflées dans l'espace lors d'un grand impact de météorite. Ces morceaux ne sont pas tombés ensemble complètement, de ce fait créant la pile de blocaille.
Aussi la question demeure, d'où vient le matériel original : de la surface de Mars ou de la ceinture d'astéroïdes ? Le radar MARSIS à bord de Mars Express a également collecté des données historiques sur la sous-surface de Phobos. Ces données, avec celles de la surface et des environnements de la lune recueillies par les autres instruments de Mars Express, aideront également à mettre des contraintes sur l'origine. Il est clair cependant que toute la vérité sera seulement connue quand des échantillons de la lune sont rapportés vers la Terre pour analyse dans des laboratoires.
Cette possibilité passionnante pourrait bientôt devenir réalité parce que les Russes essayeront de le faire avec la mission de Phobos-Grunt, qui devrait être lancée l'année prochaine. Pour débarquer sur Phobos, ils exigeront la connaissance précise de la masse comme mesurée par l'expérience MaRS afin de se diriger correctement, et se serviront également des images du HRSC pour choisir le site d'atterrissage.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Un étrange
monticule, de 40 mètres de haut de forme conique, dépassant partiellement
d'une pente d'érosion dans les couches de terrain au pôle nord
de Mars est peut-être le
reste d'un cratère d'impact enterré , suggère un scientifique
planétaire de l'Université d'Arizona qui a étudié
le dispositif dans une nouvelle image détaillée de l'instrument
HiRISE à bord de Mars Reconnaissance Orbiter.
WASP-12b, une exoplanète environ 50% plus massive
que Jupiter circulant autour de son étoile hôte à environ
800 années-lumière de la Terre, n'est pas une exoplanète
comme les autres. Elle circule autour de l'étoile WASP-12 à une
distance équivalente à 1/40ème de celle séparant
la Terre du Soleil, et il lui faut seulement 1 jour pour accomplir le tour complet
de son étoile. La température sur WASP-12b avoisine 2.250°
Celsius
De nouvelles images d'Uranus du télescope Keck apportent
des indices sur les saisons en vigueur sur la planète.
Integral,
l'observatoire de rayons gamma de l'ESA, a observé plusieurs éclats de rayons gamma de faible luminosité,
confirmant l'existence d'une population entière d'éclats plus
faibles à peine notés jusqu'ici.
Les cyclones géants aux pôles de Saturne créent un tourbillon de mystères
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Les nouvelles images du vaisseau spatial Cassini révèlent un cyclone géant au pôle nord de Saturne, et montrent qu'un cyclone pareillement monstrueux s'abattant au pôle sud de Saturne est actionné par les modèles d'orages comme ceux sur notre Terre.
Le cyclone récemment découvert au pôle nord de Saturne est seulement visible dans les longueurs d'onde en proche infrarouge parce que le Pôle Nord est dans l'hiver, et par conséquent dans l'obscurité pour les caméras en lumière visible. A ces longueurs d'onde, environ sept fois plus grande que la lumière vue par l'oeil humain, les nuages profondément à l'intérieur de l'atmosphère de Saturne sont vus en silhouette sur fond de la lueur de la chaleur interne de Saturne.
Le Pôle Nord entier de Saturne est maintenant cartographié en détail en infrarouge, avec des caractéristiques aussi petites que 120 kilomètres visibles dans les images. Les films image par image des nuages entourant le Pôle Nord montrent que le tourbillon du cyclone ici tourne à 530 kilomètres par heure, plus de deux fois plus rapidement que les plus forts vents mesurés dans les dispositifs cycloniques sur Terre. Ce cyclone est entouré par un étrange hexagone en forme d'alvéole, qui lui-même ne semble pas se déplacer alors que les nuages à l'intérieur filent à des vitesses élévées, également plus grandes que 500 kilomètres par heure. Curieusement, ni les nuages rapides à l'intérieur de l'hexagone ni ce nouveau cyclone ne semblent perturber les six côtés de l'hexagone.
Les nouvelles images de Cassini du pôle Sud de Saturne montrent des aspects complémentaires de la région à travers les yeux de deux instruments différents. Les images en proche infrarouge du spectromètre de cartographie visuelle et infrarouge montrent que la région entière est grêlée d'orages, alors que les appareils-photo d'imagerie montrent des détails en plan rapproché.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Spitzer se faufile au maximum de l'intérieur de la comète Holmes
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Quand la comète Holmes a éclaté de façon inattendue en 2007, les astronomes professionnels et amateurs du monde entier ont tourné leurs télescopes en direction du spectaculaire événement. Leur recherche était de découvrir pourquoi la comète avait soudainement éclaté.
Les observations prises de la comète après l'explosion par le télescope spatial Spitzer approfondissent le mystère, montrant des courants se comportant curieusement dans la coque de poussières entourant le noyau de la comète. Les données offrent également un regard rare au matériel libéré du noyau, et confirment les résultats précédents des missions Stardust et Deep Impact de la NASA.
« Les données que nous avons reçues de la part de Spitzer ne ressemblent pas à ce que nous voyons généralement quand on regarde les comètes, » commente Bill Reach du Spitzer Science Center au Caltech (California Institute of Technology, Pasadena, Calif.). Reach est le principal enquêteur des observations de Spitzer. « L'explosion de la comète Holmes nous a donné un aperçu rare à l'intérieur d'un noyau de comète. » Les résultats ont été présentés lors de la quarantième réunion de la Division des Sciences Planétaires à Ithaca, N.Y.
Crédit : NASA/JPL-Caltech
Tous les six ans, la comète 17P/Holmes part du point le plus éloigné de son orbite, et fonce vers l'intérieur en direction du Soleil, parcourant comme d'habitude le même itinéraire sans incident. Toutefois, deux fois dans les 116 dernières années, en Novembre 1892 et Octobre 2007, la comète Holmes a éclaté lorsqu'elle s'est approchée de la ceinture d'astéroïdes, et est devenue un million de fois plus brillante durant la nuit.
Afin d'essayer de comprendre ces étranges événements, les astronomes ont dirigé le télescope spatial Spitzer de la NASA vers la comète en Novembre 2007 et Mars 2008. A l'aide de l'instrument spectrographe infrarouge de Spitzer, Reach a été en mesure d'obtenir de précieux aperçus sur la composition de l'intérieur solide de Holmes. Comme un prisme propageant la lumière-visible en un arc-en-ciel, le spectrographe divise la lumière infrarouge de la comète dans ses composantes, révélant les signatures des divers produits chimiques.
En Novembre de 2007, Reach a noté beaucoup de poussière fine de silicate, ou des grains cristallisés plus petits que le sable, comme des gemmes écrasées. Il a noté que cette observation particulière a révélé des matériaux semblables à ceux vus autour d'autres comètes où des grains ont été traités violemment, y compris la mission Deep Impact de la NASA, qui a fracassé un projectile contre la comète Tempel 1; la mission Stardust de la NASA, qui a ramassé des particules de la comète Wild 2 dans un collecteur à 21.000 kilomètres par heure, et le sursaut d'activité de la comète Hale-Bopp en 1995.
« La poussière de comète est très sensible, signifiant que les grains sont très facilement détruits, » note Reach. « Nous pensons que les fins silicates sont produits dans ces événements violents par la destruction de plus grandes particules originaires de l'intérieur du noyau cométaire. »
Quand Spitzer a observé la même partie de la comète à nouveau en Mars 2008, la poussière de silicate à grain fin avait disparu et seulement de plus grandes particules étaient présentes. « L'observation de Mars nous indique qu'il y a une fenêtre très petite pour étudier la composition de la poussière de comète après un événement violent comme le sursaut d'activité de le comète Holmes, » commente Reach.
La comète Holmes n'a pas seulement des éléments inhabituels poussiéreux, elle ne ressemble pas également à une comète typique. Selon Jérémie Vaubaillon, un collègue de Reach au Caltech, les images capturées depuis la Terre peu après le sursaut ont révélé des filaments de pousssière, des "streamers" dans l'enveloppe de poussières entourant la comète. Les scientifiques soupçonnent qu'ils ont été produits après l'explosion par des fragments s'échappant du noyau de la comète.
En Novembre 2007, les streamers étaient dirigées loin du Soleil, ce qui semble naturel parce que les scientifiques ont cru que le rayonnement du Soleil repoussait ces fragments. Cependant, quand Spitzer a imagé ces mêmes streamers en Mars 2008, ils ont été surpris de les trouver pointant encore dans la même direction que cinq mois auparavant, bien que la comète se soit déplacée et que la lumière du Soleil arrivait d'un endroit différent. « Nous n'avons jamais rien vu de tel dans une comète auparavant. La forme étendue a encore besoin d'être entièrement comprise, » a déclaré Vaubaillon.
Il note que la coquille entourant la comète agit également singulièrement. La forme de l'enveloppe n'a pas changé comme prévu de Novembre 2007 à Mars 2008. Vaubaillon a indiqué que c'est parce que les grains de poussière vus en Mars 2008 sont relativement grands, approximativement d'un millimètre en taille, et donc se déplacent plus difficilement.
"Si l'enveloppe était composée de petits grains de poussière, elle aurait changé en fonction de l'orientation du Soleil qui change avec le temps », a déclaré Vaubaillon". Cette image de Spitzer est très unique. Aucun autre télescope n'a vu la comète Holmes dans ce niveau de détail, cinq mois après l'explosion."
"Comme les peuples, toutes les comètes sont un peu différentes. Nous avons étudié des comètes pendant des centaines d'années - 116 années dans le cas de la comète Holmes - mais on ne les comprend pas toujours», a déclaré Reach." Toutefois, avec les observations Spitzer et des données provenant d'autres télescopes, nous nous en approchons. "
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Des simulations
numériques de disques de poussières autour d'étoiles montrent
que la présence de planètes aussi petites que la Terre ou Mars
pourrait créer des motifs que les futurs télescopes seraient capables
de détecter.
Des astronomes
ont annoncé que le champ de gravité précis de la face cachée
de la Lune et la carte topographique globale de la Lune ont été
obtenus par le vaisseau KAGUYA (SELENE). Le rapport a été
présenté par le Dr. Sho Sasaki (National Astronomical Observatory
of Japan) à Ithaca, New York, lors de la 40ème réunion
annuelle de la Division des Sciences Planétaires de la Société
Astronomique Américaine. Le résultat est d'un grand intérêt
parce qu'il montre la preuve de la différence de l'intérieur et
de l'histoire thermique entre la face cachée et la face tournée
vers la Terre.
Le vaisseau spatial Soyuz TMA-13 transportant deux astronautes
professionnels et un passager commercial a décollé du cosmodrome
de Baïkonour, au Kazakhstan, ce dimanche 12 Octobre 2008 à 07h01
UCT pour un vol vers la Station Spatiale Internationale. A bord du vaisseau
spatial se trouvent l'astronaute américain Mike Fincke et le cosmonaute
russe Yury Lonchakov, tous deux membres d'équipage de l'Expédition
18 sur l'ISS, et Richard Garriott, le sixième touriste de l'espace à
effectuer un vol vers la Station. Le Soyuz s'accouplera avec la Station Internationale
tôt mardi. Garriott reviendra le 23 octobre avec les membres d'équipage
actuels d'ISS Sergey Volkov et Oleg Kononenko, alors que Fincke et Lonchakov
resteront sur la Station pendant six mois.
Un disque cyan dans un ciel pourpre : coucher de soleil sur Osiris
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Une équipe INSU-CNRS de l'Institut d'astrophysique de Paris (CNRS, Université Pierre et Marie Curie) a obtenu le premier spectre optique complet d'une exoplanète, HD209458b. Réalisé à partir des données du télescope spatial Hubble (NASA-ESA), il couvre tout le domaine optique de l'ultraviolet jusqu'à l'infrarouge. En analysant la lumière de l'étoile vue à travers l'atmosphère de sa planète, les astronomes ont ainsi pu déterminer la structure de cette atmosphère. Ils ont noté la présence d'hydrogène et de sodium et éventuellement des oxydes de vanadium et de titane. Le sodium se réparti en plusieurs couches comme les nuages sur Terre, tout étant plus abondant à basse qu'à haute altitude. Par diffusion, le ciel est pourpre et l'étoile au coucher par absorption est cyan. Ces résultats seront prochainement publiés dans Astrophysical Journal (1).
L'exoplanète HD209458b est une planète géante gazeuse, environ deux fois moins massive que Jupiter. Elle tourne en 3,5 jours autour de son étoile, semblable au Soleil, a une distance de 6,7 millions de kilomètres (2) de l'astre qui l'illumine. Cette exoplanète est très étudiée par les astronomes : c'est la première pour laquelle on a découvert que, vue de la Terre, elle passait devant son étoile à chaque orbite. Cette géante gazeuse étant très proche de son étoile, elle subit une évaporation et il a été proposé de la surnommer « Osiris ».
Pour produire le spectre optique complet, les astronomes ont utilisé les observations d'archive du télescope spatial Hubble. L'ensemble des observations couvre plusieurs passages de la planète devant son étoile. Lors de chacune de ces mini-éclipses, une partie de la lumière de l'étoile est transmise à travers l'atmosphère planétaire. Cette situation est similaire à notre coucher de soleil dont la lumière rouge révèle la présence de l'atmosphère de la Terre. Pour HD209458b, les observations de Hubble ont non seulement révélé la présence de plusieurs couches de sodium, mais aussi la diffusion de la lumière par la molécule d'hydrogène, et des absorbants qui pourraient être de l'oxyde de vanadium et de l'oxyde de titane.
Il apparaît que le sodium est moins abondant à haute altitude. Cette disparition d'une partie du sodium est due à son onisation par les radiations intenses de l'étoile toute proche, ou à sa condensation dans des molécules. C'est la première fois que des variations de composition sont détectées dans une exoplanète. Ces différentes couches atmosphériques ressemblent aux couches nuageuses de l'atmosphère de la Terre où la vapeur d'eau se condense dans les nuages.
L'analyse conduite par David Sing, jeune chercheur à l'Institut d'astrophysique de Paris, a permis d'obtenir un profil détaillé de la température et de la pression en fonction de l'altitude. En particulier, l'observation de la diffusion Rayleigh, le phénomène responsable de la couleur bleue du ciel sur Terre, permet de mesurer la température. On montre ainsi qu'à basse altitude la température doit être au dessus de 1 700°C. A plus haute altitude, la température semble décroître jusqu'à moins de 500°C, permettant ainsi la condensation du sodium. Plus haut encore, la température augmente à nouveau dans une couche stratosphérique.
Le spectre obtenu couvre l'ensemble des longueurs d'onde du domaine optique, du violet et ultraviolet proche, jusqu'au rouge et infrarouge proche. Cela permet de calculer les couleurs de l'étoile et du ciel, tels que vus par un oeil humain, comme si nous étions capable de voyager à l'intérieur de l'atmosphère de cette planète. Le résultat est surprenant : sur HD209458b le ciel est pourpre et le « coucher de soleil » est cyan !
Référence «Determining atmospheric conditions at the terminator
of the hot-Jupiter HD209458b».
«HST/STIS Optical Transit Transmission Spectra
of the hot-Jupiter HD209458b».
«Rayleigh scattering by H2 in the extrasolar
planet HD 209458b». Lecavelier des Etangs A.
Note(s) 1- Sing D., et al., Astrophysical Journal, 10 octobre 2008. 2 - A titre de comparaison Mercure est 8,6 fois plus éloignée du Soleil et la température à sa surface exposée au soleil est de 430°C.
Pour en savoir plus Découverte de l'oxygène et du carbone dans HD209458b Découverte de l'évaporation de HD209458b
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RCW 108 est une région où les étoiles
se forment activement dans la galaxie de la Voie lactée à environ
4.000 années-lumière de la Terre. C'est une région complexe
qui contieit de jeunes amas d'étoiles, dont un qui est profondément
enfoui dans un nuage d'hydrogène moléculaire.
Une équipe
d'astronome de l'Université d'Hawaii, du Caltech, et du MIT utilisant
un des télescope Keck sur le Mauna Kea a trouvé la preuve d'un
temps
nuageux sur des étoiles ratées.
La supernova
2006jc est apparue quand son étoile massive d'origine a fini sa vie d'une
manière spectaculaire. L'étoile a explosé après
un sursaut LBV (Luminous
Blue Variable) deux ans auparavant.
Comète P/2008 T4 (Hill)
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R. E. Hill a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 08 Octobre 2008, dans le cadre du Catalina Sky Survey. La comète a été confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2008 T4 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 21 Septembre 2008 à une distance de 2,4 UA du Soleil, et une période de 9,2 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 23 Décembre 2008 à une distance de 2,5 UA, et une période de 9,3 ans.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Comètes C/2008 T2 (Cardinal) et P/2008 T3 (Boattini)
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C/2008 T2 (Cardinal) Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, de magnitude proche de 14, découvert le 01 Octobre 2008 par R. D. Cardinal (Rothney Astrophysical Observatory, Priddis), et observé de nouveau les 06 et 07 Octobre, a révélé sa nature cométaire après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center. La comète a été confirmée par W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), Hug (Sandlot Observatory, Scranton), Y. Ikari (Moriyama), J. Young. (Table Mountain Observatory, Wrightwood), et par Q.-z. Ye (Lulin Observatory).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 T2 (Cardinal) indiquent un passage au périhélie le 16 Juin 2009 à une distance de 1,2 UA du Soleil. Lors de son passage au plus près du Soleil, la comète pourrait atteindre la magnitude 8.2.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 13 Juin 2009 à une distance de 1,2 UA du Soleil.
P/2008 T3 (Boattini) Andrea Boattini a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète périodique, dans le cadre du Catalina Sky Survey, le 07 Octobre 2008. L'objet a été confirmé par de nombreux observateurs, après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center. Des observations faites par LINEAR datant des 28 et 30 Septembre 2008 ont également été retrouvées.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2008 T3 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 25 Octobre 2008 à une distance de 1.1 UA du Soleil, et une période de 5,8 ans.
Maik Meyer a suggéré que la comète P/2008 T3 était identique à la comète perdue D/1892 T1 (Barnard). (réf : comets-ml)
La comète D/Barnard (1892 T1), la première comète découverte sur plaques photographiques, avait été découverte le 14 Octobre 1892 à l'Observatoire Lick par l'astronome américain Edward Emerson Barnard. Par suite d'un passage à proximité de Jupiter en 1946, sa distance au périhélie a augmenté, passant de 1,43 UA à 1,56 UA. La comète D/Barnard (1892 T1), observée pour la dernière fois le 08 Décembre 1892, n'avait pas été revue pour les retours suivants.
G. V. Williams (SAO) et Syuichi Nakano (Sumoto) ont confirmé la suggestion par Maik Meyer que la comète nouvellement découverte P/2008 T3 est identique à la comète perdue de longue date D/1892 T1 = 1892e = 1892 V (Barnard). Williams a extrait 41 positions de 1892 de la littérature et a re-réduit celles-ci pour analyse. L'orbite résultante pour la comète P/2008 T3 = 1892 T1 (Barnard-Boattini) montre un passage au périhélie le 25 Octobre 2008 à environ 1.1 UA du Soleil. La période est de 5,8 ans. Nakano note que la comète a fait 20 révolutions depuis 1892 et est passée à 0.3 - 0.4 UA de Jupiter en 1922, 1934 et 2005. (IAUC 8995, uniquement par souscription) http://www.comethunter.de/
Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 T3 (Barnard-Boattini) a reçu la dénomination définitive de 206P/Barnard-Boattini en tant que 206ème comète périodique numérotée.
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Née du vent
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Des télescopes au sol et dans l'espace ont collaboré pour composer une image en couleurs qui offre un regard neuf sur l'histoire de la région étoilée NGC 346. Ce nouveau portrait éthéré, dans lequel les différentes longueurs d'onde de lumière tourbillonnent ensemble comme une aquarelle, révèle de nouvelles informations sur la façon dont les étoiles se forment.
L'image combine la lumière infrarouge, visible et en rayons X des télescopes Spitzer de la NASA, du NTT (New Technology Telescope) de l'ESO, et de XMM-Newton de l'ESA (European Space Agency), respectivement. Les images en lumière visible du NTT ont permis aux astronomes de dévoiler le gaz incandescent dans la région et l'image en multi longueurs d'onde révèle une nouvelle vue qui apparaît seulement grâce à cette combinaison inhabituelle d'informations.
Crédit : ESO/ESA/JPL-Caltech/NASA/D. Gouliermis (MPIA) et al.
NGC 346 est la région de formation d'étoiles la plus brillante dans le Petit Nuage de Magellan, une galaxie naine irrégulière qui satellise la Voie lactée à une distance de 210.000 années-lumière.
"NGC 346 est un vrai zoo astronomique," commente Dimitrios Gouliermis (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg, Allemagne), et auteur principal du papier décrivant les observations. "Quand nous avons combiné les données à diverses longueurs d'onde, nous avons été en mesure de taquiner séparémment ce qui se passe dans différentes parties de cette région fascinante."
De petites étoiles sont disséminées dans toute la région de NGC 346, alors que les étoiles massives peuplent son centre. Ces étoiles massives et la plupart des petites se sont formées en même temps d'un nuage dense, alors que d'autres étoiles moins massives ont été créées plus tard par le biais d'un processus appelé "formation d'étoile déclenchée". Le rayonnement intense des étoiles massives a érodé le nuage poussiéreux environnant, déclenchant l'élargissement du gaz et créant des ondes chocs qui ont comprimé la poussière froide à proximité et le gaz dans de nouvelles étoiles. Les filaments de couleur rouge-orange entourant le centre de l'image montre où ce processus s'est produit.
Mais un autre ensemble d'étoiles plus jeunes de faible masse dans la région, vu comme une goutte rosâtre en haut de l'image, ne peut pas être expliqué par ce mécanisme. "Nous étions particulièrement intéressés de savoir ce qui a provoqué la formation de ce groupe d'étoiles apparemment isolé" ajoute Gouliermis.
En combinant des données de multi-longueurs d'onde de NGC 346, Gouliermis et son équipe ont été en mesure de localiser avec précision le déclencheur comme une étoile très massive qui s'est volatilisée dans une explosion de supernova il y a environ 50.000 ans. Les vents féroces de l'étoile massive mourante, et non le rayonnement, ont poussé le gaz et la poussière ensemble, les comprimant dans de nouvelles étoiles, amenant l'existence des jeunes étoiles isolées. Bien que les restes de cette étoile massive ne peuvent pas être vus dans l'image, une bulle créée lorsqu'elle a éclaté peut être vue près de la grande blanche tache avec un halo bleu en haut à gauche (cette tache blanche est en fait une collection de trois étoiles).
La conclusion démontre que le vent et la radiation amenant à la formation déclenchée d'étoiles sont en jeu dans le même nuage. Selon Gouliermis, "le résultat nous montre que la formation d'étoiles est un processus bien plus compliqué que nous le pensions, comportant différents méchanismes concurrentiels ou collaborateurs."
L'analyse était seulement possible grâce à la combinaison d'informations obtenues par des techniques et des équipements très différents. Elle révèle la puissance de telles collaborations et de la synergie entre les observatoires au sol et basés dans l'espace.
Notes : D. Gouliermis et al., NGC 346 in the Small Magellanic Cloud. IV. Triggered Star Formation in the H II Region N 66, à paraître dans Astrophysical Journal. Les autres auteurs de ce papier sont Thomas Henning, Wolfgang Brandner, Eva Hennekemper, et Felix Hormuth du Max Planck Institute for Astronomy, et You-Hua Chu et Robert Gruendl de l'Université de l'Illinois à Urbana-Champaign, USA.
Le télescope NNT (New Technology Telescope) de 3,5 mètres de l'ESO, situé à La Silla au Chili, était le premier au monde à avoir un miroir principal déformable contrôlé par ordinateur (optique active), une technologie développée à l'ESO et maintenant appliquée à la plupart des grands télescopes actuels à travers le monde.
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La Terre vue de l'Espace par Envisat : le satellite Envisat
a pu effectuer une prise de vue assez rare de l'Europe occidentale sur laquelle
il n'y a virtuellement aucun nuage. Outre de nombreux pays - l'Allemagne, Andorre,
l'Angleterre, la Belgique, l'Espagne, la France, l'Italie, le Luxembourg, les
Pays-Bas et la Suisse - trois chaînes de montagnes apparaissent dans l'image
: les Pyrénées, le Massif Central et les Alpes.
Second survol de Mercure
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Quand Mariner a autrefois survolé trois fois Mercure en 1974 et 1975, la sonde a imagé moins de la moitié de la planète. En Janvier, au cours du survol de MESSENGER, ses caméras ont retourné des images d'environ 20 pour cent de la surface de la planète omise par Mariner 10. Hier 06 Octobre 2008, à 08h40 UTC, MESSENGER a accompli avec succès son second survol de Mercure, et ses caméras ont capturé plus de 1200 images en haute résolution et en couleurs de la planète - dévoilant 30 autres pour cent de la surface de Mercure qui n'avait jamais été vus auparavant par un vaisseau spatial.
"L'équipe de MESSENGER est extrêmement satisfaite de la superbe performance du vaisseau spatial et de ses instruments," indique le Principal Investigateur de MESSENGER Sean Solomon (Carnegie Institution, Washington). "Nous sommes maintenant sur la trajectoire correcte pour l'éventuelle insertion en orbite autour de Mercure, et tous les instruments ont retourné des données comme prévu de la face de la planète opposée à celle que nous avons vu lors de notre premier survol. Quand ces données seront digérées et comparées, nous aurons une vision globale de Mercure pour la première fois."
Aujourd'hui 07 Octobre, vers environ 06h50 UTC, MESSENGER s'est tourné vers la Terre et a commencé à retransmettre les données engrangées au cours de sa seconde rencontre avec Mercure. Cette spectaculaire image - une des premières retournées - a été capturée par l'instrument WAC (Wide Angle Camera), faisant partie de l'instrument MDIS (Mercury Dual Imaging System), environ 90 minutes après l'approche au plus près de Mercure par MESSENGER, quand le vaisseau spatial était à une distance d'environ 27.000 kilomètres.
Le brillant cratère juste au sud du centre de l'image est Kuiper, identifié sur les images de la mission Mariner 10 dans les années 1970. Pour la plupart des terrains à l'est de Kuiper, en direction du bord de la planète, les images prises lors du départ du vaisseau sont les premières vues par un vaisseau spatial de cette portion de la surface de Mercure. Une étonnante caractéristique de ce secteur nouvellement imagé est le grand motif de rayons qui s'étend de la région nord de Mercure aux régions sud de Kuiper.
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Cette image de l'instrument WAC fait partie d'une séquence de 55 : une mosaïde de cinq images avec chaque image dans la mosaïque acquise dans les 11 filtres du WAC. Cette partie de la surface de Mercure avait été imagée auparavant sous différentes conditions de luminosité par Mariner 10, mais cette image mosaïque de MESSENGER est l'image couleur de la plus haute résolution jamais acquise de cette portion de la surface de Mercure.
En plus, certaines des images dans cette mosaïque coïncident avec les données du survol des instruments Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer et Mercury Laser Altimeter, avec pour résultat que pour la première fois ces trois instruments ont collecté des données du même secteur de Mercure. La combinaison de ces trois jeux de données permettra des études sans précédent de cette région de la surface de Mercure.
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Cette image, acquise environ 89 minutes après l'approche au plus près de Mercure par le vaisseau spatial, ressemble aux images de navigation optique prise avant le survol. La résolution de cette image est quelque peu meilleure que celle obtenue par le jeu final d'images de navigation optique, et la surface visible est un terrain nouvellement imagé qui n'avait pas été vu auparavant ni par Mariner 10 ni lors du premier survol de MESSENGER.
Toutefois, la résolution supplémentaire n'est pas l'avancée scientifique principale qui sera fournie par cette image. Cette image de l'instrument WAC est l'une des 11 vues faites à travers différents filtres couleurs, le jeu qui permettra des études détaillées en couleur de ce secteur nouvellement imagé. En supplément, l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) a acquis une mosaïque en haute résolution de la grande partie de cette vue du fin croissant de Mercure à une résolution meilleure de 0.5 kilomètres par pixel qui permettra à l'équipe de MESSENGER d'explorer en détail cette région nouvellement imagée de la surface de Mercure.
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Environ 58 minutes avant l'approche au plus près de Mercure par MESSENGER, l'instrument NAC a capturé cette image en gros plan d'une partie de la surface de Mercure imagée par le vaisseau spatial pour la première fois. C'est l'une 44 images d'une mosaïque en haute résolution du NAC prise de Mercure en croissant lors de l'approche, comme vue à une plus faible résolution dans les images de navigation optique et le jeux d'images en couleur du WAC lors de l'approche.
Pendant que l'équipe de MESSENGER examine cette vue nouvellement obtenue, les données du survol continuent d'arriver sur Terre, dont les images en gros plan de résolution plus élevée de ce terrain non vu auparavant. Ensemble, ces images et mesures faites par d'autres intruments de MESSENGER fourniront plus tard un large éventail d'informations pour comprendre la formation et l'histoire géologique de la planète la plus proche du Soleil.
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Un petit astéroïde détecté et suivi avant qu'il percute la Terre
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Il s'est déroulé
ces dernières vingt-quatre heures une grande première
!
"asteroide 2008 TC3 directo al planeta tierra" http://www.youtube.com/watch?v=lveXdIWuHL8
Page Spéciale : 2008 TC3... Première détection d'un
astéroïde avant son impact sur Terre
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Un objet découvert le 06 Octobre
2008 à 06h39 UTC par Richard Kowalski dans le cadre du Mt. Lemmon Survey,
qui figurait il y a peu sur la page NEOCP du Minor Planet Center sous la référence
8TA9D69 et maintenant répertorié 2008 TC3 (MPEC 2008-T50), est sur une trajectoire qui croise celle de la Terre dans les heures qui
viennent. C'est la première fois que nous pouvons observer l'approche
finale d'un objet qui va percuter la Terre. Le petit astéroïde 2008
TC3 devrait entrer dans l'ombre de la Terre à 01h50 UTC le 07 Octobre.
Le moment de l'entrée dans l'atmosphère est, avec les dernières
données astrométriques, prévu aux environs de 02h46 UTC le 07 Octobre à une vitesse relative de
12.8 km/s sous un angle de 19 degrés. L'objet, d'une taille estimée
à environ 3 mètres, devrait s'approcher en venant de l'ouest et
traverser le ciel en direction de l'est, en donnant lieu à un superbe
météore lors de sa rencontre avec l'atmosphère de la Terre.
Le point d'entrée dans l'atmosphère devrait se faire au-dessus
du nord du
Soudan. Les observateurs du nord de l'Afrique et peut-être du sud
de l'Europe pourrait assister à une rentrée spectaculaire de ce
bolide dans l'atmosphère.
(MPEC 2008-T50, MPEC 2008-T51, MPEC 2008-T52, MPEC 2008-T53, MPEC 2008-T54, MPEC 2008-T55, MPEC 2008-T56, MPEC 2008-T57, MPEC 2008-T58, MPEC 2008-59, MPEC 2008-T60, MPEC 2008-T61, MPEC 2008-T62, MPEC 2008-T63, MPEC 2008-T64, MPEC 2008-T65, MPEC 2008-T66, MPEC 2008-T67, MPEC 2008-T68, MPEC 2008-T69, MPEC 2008-T70, MPEC 2008-T71, MPEC 2008-T72, MPEC 2008-T73, MPEC 2008-T74)
Une heure avant son entrée dans l'atmosphère terrestre, Don Yeomans (NASA/JPL Near-Earth Object Program Office) notait que "depuis sa découverte il y a à peine un jour, 2008 TC3 a été observé intensivement par les astronomes du monde entier, et au résultat, nos prévisions d'orbite sont devenues très précises. Nous estimons que cet objet entrera dans l'atmosphère de la Terre vers 2:45:28 UTC et atteindra une décélération maximum vers 2:45:54 UTC à une altitude d'environ 14 km. Ces temps sont incertains à +/- 15 secondes près. Le moment où certains fragments pourraient atteindrent le sol dépend en grande partie des propriétés physiques de l'objet, mais pourrait être vers 2:46:20 UTC +/- 40 secondes."
[07/10/08]
Le rapport de confirmation suivant vient de Jacob Kuiper, météorologiste général d'aviation au Service Météorologique National aux Pays Bas : " Une demi-heure avant l'impact prévu de l'astéroïde 2008 TC3, j'ai informé un fonctionnaire d'Air-France-KLM à l'aéroport d'Amsterdam sur la possibilité que les équipages de leurs avions de ligne à proximité de l'impact auraient une chance de voir un aérolithe. Et c'était un succès ! J'ai reçu la confirmation qu'un avion de ligne de KLM, à approximativement 750 milles nautiques (près de 1400 km) au sud-ouest de la position prévue d'impact atmosphérique, a observé un flash court juste avant le temps d'impact prévu de 02h46 UTC. En raison de la distance ce n'était pas un phénomène très grand, mais toujours une confirmation qu'un certain météore lumineux a été vu dans la direction prévue. Projeté sur une image satellite en infrarouge de Meteosat-7 de 03h00 UTC, j'ai indiqué la position de l'avion (+) et la zone du point de chute prévue au Soudan (0).
[08/10/08]
L'impact
de l'astéroïde 2008 TC3 confirmé :
La confirmation a été reçue que l'impact de l'astéroïde
dans l'atmosphère s'est produit à l'heure prévue et à
l'endroit prévu. L'énergie enregistrée a été
estimée entre 0.9 et 1.0 kT de TNT et l'heure de détection était
02:45:45 UTC le 07 Octobre. Peter Brown (University of Western Ontario, Canada)
a rapporté qu'un examen préliminaire des stations infrasons les
plus proches du point d'impact prévu montre qu'au moins une des stations a enregistré l'événement.
Ces mesures sont compatibles avec le moment prévu et l'emplacement de
l'impact atmosphérique et indique une énergie estimée de
1.1 - 2.1 kT de TNT.
[08/10/08]
J. Borovicka (Astronomical Institute, Czech Academy of Science) rapporte que Z. Charvat (Czech Hydrometeorological Institute) a noté un point brillant qui semble correspondre à la rentrée atmosphérique de 2008 TC3 (réf IAUC 8990) sur le nord du Soudan sur des images prises par le satellite météorologique Meteosat 8 le 07 Octobre 2008 vers 02h45 UTC. Le point est apparent dans les deux canaux spectraux du satellite, s'étendant aux longueurs d'onde de 0.5 à 14 microns. Puisque le satellite prend des images en mode balayage, il lui faut environ 5 minutes pour obtenir une image; par conséquent, le temps exact de l'apparition du point ne peut être déduit aisément de l'image. Le point est, toutefois, non présent dans les images prises aux temps nominaux de 02h40 et 02h50 UTC. Les coordonnées géographiques du point dans les canaux visibles et en proche-infrarouge sont latitude = 32.16° Est, longitude = +20.97° (en considérant que la source de lumière est au niveau de la mer). Le canal HRV montre une queue apparente d'environ 3 kilomètres de long en direction ouest-nord-ouest. Les canaux infrarouges (déplacés dans le plan focal de l'instrument et balayant probablement la région 1,8 seconde plus tard) montre le point à latitude = 32.27° Est, longitude = +20.89°. Les coordonnées actuelles peuvent être légèrement au sud-ouest de ces positions après correction de l'altitude du bolide (environ 30 et 22 kilomètres).
[08/10/08]
2008 TC3 était très proche de la Terre. Les différents observateurs répartis autour du monde ont vu l'astéroïde parcourir des chemins différents parmi les étoiles. Cet effet, appelé parallaxe, est superbement illustré par Matthias Busch qui a réalisé une compilation de 566 observations publiées par le Minor Planet Center.
La Ceinture
de Kuiper d'objets glacés aux confins du Système solaire contient
moins
d'objets de taille moyenne qu'on le pensait, selon une nouvelle étude
du Taiwanese-American Occultation Survey basée sur l'occultations d'étoiles
lointaines par des KBOs (Kuiper Belt objects). Un total de 200 heures d'observations
sur une période de deux ans n'a permis de détecter qu'une seule
occultation par un KBO. Le manque de détections fixe une limite supérieure
sur le nombre des KBOs ayant une taille entre 3 et 28 kilomètres, une
limite plus basse que ce que prévoyaient certaines théories. Les
petits KBOs se sont peut-être déjà agglomérés
pour en former de plus gros, ou ils ont disparu, pulvérisés lors
de collisions.
Le 09
Octobre, le vaisseau spatial Cassini passera à seulement 25 km de la surface d'Encelade.
Le prochain survol d'Encelade, le 31 Octobre, s'effectuera à une distance
de 196 km de la lune de Saturne.
Le satellite CoRoT détecte un objet unique en son genre...
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Planète ou "étoile
ratée"? Le satellite CoRoT découvre un objet
sans équivalent.
CoRoT en quelques mots: Le satellite CoRoT a été développé
avec une équipe intégrée CNES et laboratoires
du CNRS dont les principaux sont le Laboratoire d'Etudes Spatiales
et d'Instrumentation en Astrophysique (Observatoire de Paris), le
Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (Observatoire Astronomique
de Marseille Provence), l'Institut d'Astrophysique Spatiale à
Orsay (CNRS, Université Paris 11) et l'Observatoire Midi
Pyrénées à Toulouse (INSU). L'union faisant
la force, le projet a également bénéficié
d'une importante participation européenne (Allemagne, Autriche,
Belgique, ESA et Espagne) complétée par celle
du Brésil.
- Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS,
Université Aix-Marseille 1 ;)
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Des galaxies retraitées se comportant comme des galaxies actives
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Une équipe d'astronomes franco-brésilienne a montré qu'une importante fraction des galaxies considérées comme faiblement actives pourrait être en fait constituée de galaxies ionisées par une population stellaire vieillissante. Cette étude est basée sur une analyse des spectres de plus de cent mille galaxies à raies d'émission observées dans le Sloan Digital Sky Survey.
Deux formes d'activité pour les galaxies
On parle de « noyau actif »,
lorsque le noyau d'une galaxie émet des raies spectrales
très larges et de haute excitation, que l'on attribue à
la présence d'un trou noir massif alimenté par un
disque d'accrétion. Les fameuses galaxies de Seyfert sont
les prototypes des galaxies à noyau actif -- souvent appelées
tout simplement "galaxies actives".
Comment distinguer simplement ces deux formes d'activité ?
Les noyaux actifs émettent des photons plus énergétiques que les étoiles massives. Ils sont donc capables de chauffer plus vigoureusement le gaz. En 1981, Baldwin, Phillips et Terlevich ont proposé une série de diagrammes, basés sur des rapports de raies, séparant clairement les deux modes d'excitation. Le plus fameux d'entre eux, appelé communément le diagramme BPT, représente [OIII]5007/Hbeta en fonction de [NII]/Halpha. Dans les galaxies à noyau actif, les raies [OIII] et [NII], excitées par collisions thermiques, sont plus intenses par rapport aux raies de recombinaison de l'hydrogène que dans les galaxies à formation d'étoiles.
Les deux familles de galaxies à raies d'émission dans le Sloan Digital Sky Survey
Le Sloan Digital Sky Survey (SDSS), qui a effectué un relevé spectroscopique d'un quart du ciel et a obtenu les spectres d'environ 700 000 galaxies, a révolutionné notre vision de l'Univers local à bien des égards. En ce qui concerne les galaxies à raies d'émission, le diagramme BPT indique qu'environ 30% des galaxies se trouvent dans la zone des galaxies à noyau actif ! Un résultat qui contraste fortement avec l'idée qu'on se faisait de la population de galaxies à noyau actif, évaluée à 1-2% dans les relevés antérieurs.
De plus, dans le diagramme BPT appliqué au SDSS, les galaxies à raies d'émission se retrouvent réparties le long de deux séquences évoquant les ailes d'une mouette en plein vol. L'une des séquences, l'aile gauche, était connue depuis longtemps comme étant la séquence des galaxies à formation d'étoiles. Mais l'autre, dite séquence des galaxies à noyau actif, était inattendue !
En y regardant de plus près, on peut deviner que l'aile droite se compose de deux branches, attribuées respectivement par Kewley et ses collaborateurs aux galaxies de Seyfert et aux LINERS -- « Low Ionization Nuclear Emission Regions », un terme proposé en 1980 pour désigner les noyaux de galaxies qui semblaient présenter un faible signe d'activité non stellaire. Par extension, ce terme a été étendu aux galaxies ayant un spectre semblable aux LINERS. Les raies d'émission dans ces objets sont peu intenses, détectables uniquement après une modélisation détaillée du continu stellaire. De nombreuses hypothèses ont été émises sur l'origine de l'activité dans les LINERs.
Galaxies actives, passives et ....... retraitées
Toutes les galaxies ont, à un moment ou un autre de leur vie, formé des étoiles. Après avoir épuisé leur gaz --ou plus exactement les nuages moléculaires au sein desquels se forment les étoiles-- elles suivent une évolution qu'on dit « passive » : les populations stellaires vieillissent. Pourtant, de telles galaxies peuvent encore présenter de faibles raies d'émission, qui plus est, avec des rapports de raies caractéristiques des LINERs. C'est ce qu'a montré récemment une équipe franco-brésilienne, qui a qualifié ces galaxies de « retraitées ». Une bonne part des LINERs mis en évidence par le SDSS serait en fait des galaxies retraitées !
L'évolution du champ de rayonnement ionisant d'une galaxie
Les étoiles les plus massives -- celles qui ionisent le gaz des galaxies à formation d'étoiles-- sont celles qui meurent le plus vite. Au bout de 100 millions d'années, le nombre de photons ionisants qu'elles émettent a décru de plus de 4 ordres de grandeur. Mais les étoiles qui sont nées avec une masse inférieure à 8-10 masses solaires commencent à peine leur évolution en dehors de la séquence principale. Au cours de cette étape, elles deviendront noyaux de nébuleuses planétaires puis naines blanches, atteignant des températures nettement supérieures à celles des étoiles massives. Leurs photons, moins nombreux mais plus énergétiques (cf. Fig. 2), sont donc capables de chauffer le gaz comme le feraient des photons émis par disques d'accrétion autour de trous noirs massifs. En effet, contrairement à ce que dicterait le sens commun, la température d'un gaz photoionisé ne dépend pas de la quantité de photons ionisants, mais seulement de leur énergie.
Reste à montrer que les galaxies de la branche des LINERs peuvent réellement être des galaxies retraitées. Le continu optique de chaque galaxie du SDSS à été analysé en termes de populations stellaires à l'aide du code STARLIGHT (http://www.starlight.ufsc.br). Ceci a permis d'estimer le continu émis dans l'ultraviolet lointain par ces populations stellaires et de l'utiliser dans des modèles de photoionisation pour calculer les intensités des raies émises par le gas résiduel de la galaxie (en particulier le gas provenant des vents stellaires).
On trouve que les populations stellaires vieillissantes rendent compte des luminosités observées en Halpha pour une fraction significative des LINERS (30% et peut-être beaucoup plus). Quant aux rapports d'intensités des raies, ils couvrent l'ensemble du domaine des LINERs dans le diagramme BPT et même au-delà.
Pourquoi les galaxies du SDSS dessinent-elles une mouette dans le diagramme BPT ?
Il ne faut pas oublier que le diagramme BPT est également le résultat d'un effet de sélection. Le SDSS est borné en magnitude. Par conséquent, les galaxies les moins massives --et les moins métalliques-- n'apparaissent dans le diagramme que lors de leur phase la plus lumineuse, c'est à dire celle de formation stellaire. Pour figurer dans le diagramme BPT, les galaxies doivent également être visibles dans les 4 raies [OIII], Hbeta, [NII] et Halpha. Tout le dessous de l'aile droite est absent car les raies sont trop faibles pour être détectées, même dans des galaxies lumineuses.
Toutes les galaxies ne sont pas égales face à la retraite
Plus les galaxies sont grosses, plus vite elles consument leur gaz par formation stellaire et plus elles deviennent des retraitées riches en métaux. C'est l'une des raisons pour lesquelles la séquence des galaxies à formation d'étoile ne contient pas d'objets de métallicité supérieure à 2 ou 3 fois la métallicité solaire, alors que la branche des LINERs peut en contenir.
Conclusion : N'oublions pas les retraités!
Références Can retired galaxies mimic active galaxies? Clues from the Sloan Digital Sky Survey Stasinska, G. (LUTH); Asari, N. V. (LUTH-UFSC); Cid Fernandes, R. (UFSC); Gomes, J. M. (GEPI-UFSC); Schlickmann, M. (UFSC); Mateus, A. (LAM); Schoenell, W. (UFSC); Sodré, L., Jr.(IAG), (the SEAGal collaboration), 2008, MNRAS, in press
Semi-empirical analysis of Sloan Digital Sky Survey galaxies - III. How to distinguish AGN hosts Stasinska, G.; Cid Fernandes, R.; Mateus, A.; Sodré, L.; Asari, Natalia V., 2006, MNRAS, 371, 972
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Le vaisseau
spatial MESSENGER fera son deuxième survol de la planète
Mercure le 06 octobre.
Il y
aurait plus d'étoiles récemment nées émergent
apparemment autour de l'Univers. Des chercheurs de l'Université allemande
de Bonn ont publié un document dans la principale revue scientifique
Nature expliquant cette anomalie. Leur étude a identifié une erreur
systématique dans la méthode d'évaluation.
La première mesure directe d'un champ magnétique
de jeune protogalaxie conduit à un résultat opposé
de celui prévu pour un objet vu tel qu'il était quand l'Univers
avait environ la moitié de son âge actuel. En utilisant un radiotélescope
puissant pour scruter dans le premier Univers, une équipe d'astronomes
a obtenu la première mesure directe du champ magnétique
d'une galaxie naissante comme elle est apparue il y a 6.5 milliards d'ans.
Les points
chauds près des restes effondrés d'une étoile qui a explosé
sont les échos des premiers moments du souffle, disent des
scientifiques employant des données du télescope spatial Spitzer.
Des chercheurs et des étudiants
pour développer de petits satellites CubeSat : un satellite d'environ
la taille d'un pain sera conçu et construit à l'Université
du Michigan et déployé pour étudier la météo
spatiale, grâce à une nouvelle subvention de la National Science
Foundation.
L'ESA
et les industries européennes ont mis à jour le planning des activités
préparatoires pour une nouvelle tentative de lancement le 27 octobre 2008, pour
le satellite de GOCE.
Un 'Little Bang" a déclenché la formation
du Système solaire : pendant plusieurs décennies, les scientifiques
ont discuté si le système solaire s'est formé en raison
d'une onde de choc d'une étoile qui a explosé -- une supernova
-- qui a déclenché l'effondrement d'un nuage de gaz dense et poussiéreux
qui s'est contracté pour former le Soleil et les planètes. Maintenant,
les astrophysiciens de Carnegie Institution ont montré pour la première
fois qu'une supernova pourrait en effet avoir déclenché la formation
du Système solaire dans des conditions de réchauffement et de
refroidissement rapides.
Comète P/2008 T1 (Boattini)
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Andrea Boattini a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 01 Octobre 2008, dans le cadre du Mt Lemmon Survey. La comète a été confirmée le jour suivant par R. E. Hill (Mt. Lemmon Survey). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, P. Bacci (Capannoli), J. M. Aymami (Observatorio Carmelita, Tiana), P. Birtwhistle (Great Shefford), R. Ligustri, E. Guido, G. Sostero et P. Camilleri (RAS Observatory, Mayhill), J. E. McGaha (Grasslands Observatory, Tucson), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Charleston), et J. Young (Table Mountain Observatory, Wrightwood), ont confirmé la nature cométaire de l'objet. La comète a également été identifiée sur des images prises antérieurement à la découverte, les 02 et 21 Septembre 2008, par Spacewatch.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2008 T1 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 27 Février 2008 à une distance de 3 UA du Soleil, et une période de 8,7 ans.
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Un paysage céleste en célébration des 10 ans d'étonnantes images d'héritage de Hubble
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L'étape du 10ème anniversaire du Hubble Heritage Project du télescope spatial Hubble est célébrée avec une image « paysage » du cosmos.
Crédit : NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Coupant à travers une région de formation d'étoile voisine, appelée NGC 3324, les « collines et les vallées » de gaz et de poussières sont montrées en détail complexe. Des fines mèches de gaz ainsi que des troncs sombres de poussières qui ont des années-lumière de hauteur sont placés au milieu d'une douce lumière bleue brillante.
NGC 3324 est située dans la constellation de la Carène (Carina), à environ 7.200 années-lumière de la Terre.
Cette image est une compostion des données prises avec deux instruments scientifiques de Hubble. Les données prises avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Survey) en 2006 ont isolé la lumière émise par l'hydrogène. Des données plus récentes, prises en 2008 avec l'instrument WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2), ont isolé la lumière émise par le gaz de soufre et d'oxygène. Pour créer une composition en couleurs, les données du filtre de soufre sont représentées par le rouge, du filtre de l'oxygène par le bleu, et du filtre d'hydrogène par le vert.
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Améliorant l'image de Jupiter
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La nouvelle technique de correction d'image fournit l'image au sol de la planète entière la plus nette à ce jour. Une observation record de deux heures de Jupiter en utilisant une technique supérieure pour enlever le flou atmosphérique a produit la photo la plus nette de la planète entière jamais prise à partir de la Terre. Les séries de 265 clichés obtenus avec l'instrument prototype MAD (Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator) monté sur le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO révèlent les changements dans la brume de Jupiter, probablement en réponse à un bouleversement à l'échelle de la planète il y a plus d'un an.
Crédit : ESO/F. Marchis, M. Wong, E. Marchetti, P. Amico, S. Tordo
Pouvoir corriger les images à large champ des déformations atmosphériques a été le rêve des scientifiques et des ingénieurs pendant des décennies. Les nouvelles images de Jupiter prouvent la valeur de la technologie de pointe employée par MAD, qui utilise deux étoiles servant de guide ou plus au lieu d'une comme référence pour ôter le flou provoqué par la turbulence atmosphérique au-dessus d'un champ visuel trente fois plus grand que les techniques existantes [1].
"Ce type d'optique adaptative a un grand avantage pour regarder de grands objets, tels que des planètes, des amas d'étoiles ou des nébuleuses," indique le chercheur Franck Marchis, de l'UC Berkeley et de l'institut SETI de Mountain View, en Californie, Etats-Unis. "Bien que l'optique adaptative normale fournit une excellente correction dans un petit champ visuel, MAD fournit une bonne correction sur un plus grand secteur du ciel. Et en fait, s'il n'y avait pas de MAD, nous n'aurions pas été en mesure de faire ces étonnantes observations."
MAD a permis aux chercheurs d'observer Jupiter pendant presque deux heures les 16 et 17 août 2008, une durée record, selon l'équipe observante. Les systèmes d'optique adaptatifs conventionnels utilisant une lune simple de Jupiter comme référence ne peuvent pas surveillent Jupiter très longtemps parce que la lune se déplace trop loin de la planète. Le télescope spatial Hubble ne peut pas observer Jupiter sans interruption pendant plus d'environ 50 minutes, parce que sa vue est régulièrement bloquée par la Terre durant l'orbite de 96 minutes d'Hubble.
Utilisant MAD, l'astronome de l'ESO Paola Amico, le chef de projet MAD Enrico Marchetti et Sébastien Tordo de l'équipe MAD ont suivi deux des plus grandes lunes de Jupiter, Europe et Io - une de chaque côté de la planète - pour fournir une bonne correction à travers le plein disque de la planète. "C'était l'observation la plus stimulant eque nous avons effectuée avec MAD, parce que nous avons dû suivre avec une grande précision les deux lunes se déplaçant à des vitesses différentes, tout en poursuivant simultanément Jupiter," commente Marchetti.
Avec cette série unique d'images, l'équipe a trouvé un changement important dans l'éclat de la brume équatoriale, qui se situe dans une ceinture de 16.000 kilomètres de large au-dessus de l'équateur de Jupiter [2]. Plus de lumière du Soleil se reflétant de la brume atmosphérique supérieure signifie que la quantité de brume a augmenté, ou qu'elle s'est déplaçée à des altitudes plus élevées. "La partie la plus lumineuse s'était décalée vers le sud de plus de 6.000 kilomètres," a expliqué le membre de l'équipe Mike Wong.
Cette conclusion est venue après comparaison avec des images prises en 2005 par Wong et son collègue Imke de Pater à l'aide du télescope spatial Hubble. Les images de Hubble, prises aux longueurs d'ondes infrarouges très proche de celles utilisées pour l'étude du VLT, montrent plus de brume dans la moitié nord de la brillante zone équatoriale, alors que les images du VLT de 2008 montrent un clair décalage vers le sud.
"Le changement que nous voyons dans la brume pourrait être lié à de grands changements des modèles nuageux associés au boulversement à l'échelle de la planète de l'année dernière, mais nous devons regarder plus de données pour cerner avec précision quand les changements se sont produit," a déclaré Wong.
Notes
[1] Les télescopes au sol souffrent d'un effet de flou introduit par la turbulence atmosphérique. Cette turbulence fait scintiller les étoiles d'une manière qui enchante les poètes mais frustre les astronomes, puisqu'elle brouille les détails fins des images. Cependant, avec des techniques d'optique adaptative (AO), cet inconvénient majeur peut être surmonté de sorte que le télescope produise les images qui sont aussi nettes que possible théoriquement, c'est-à-dire, approchant les conditions dans l'espace. Les systèmes d'optique adaptative fonctionnent à l'aide d'un miroir déformable commandé par ordinateur qui contrecarre la déformation d'image présentée par la turbulence atmosphérique. Le système est basé sur des corrections optiques en temps réel calculées des données d'image obtenues par un 'capteur d'onde frontale' (une caméra spéciale) à très grande vitesse, des centaines de fois chaque seconde. Les systèmes actuels d'AO peuvent seulement corriger l'effet de la turbulence atmosphérique dans une région très petite du ciel - en général 15 secondes d'arc ou moins - la correction se dégradant très rapidement en s'éloignant de l'axe central. Les ingénieurs ont donc développé de nouvelles techniques pour surmonter cette limitation, dont une est le système d'optique adaptative multi-conjuguée. Voir ESO 19/07 pour plus de détails sur l'instrument prototype MAD (Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator).
[2] La brume, qui pourrait être de l'hydrazine composée d'azote - utilisée sur Terre comme propergol pour les fusées - ou probablement des cristaux congelés d'ammonique, d'eau ou d'ammonium hydrosulphide de plus profond dans la planète gazeuse, est très importante dans les images infrarouges. Puisque la lumière visible peut pénétrer à des niveaux plus profonds que la lumière aux longueurs d'onde infrarouge détectées par MAD (environ 2 microns), les télescopes optiques voient la lumière réfléchie des nuages plus profonds et plus épais se trouvant sous la brume. La brume se comporte un peu comme des particules au sommet des nuages d'orages sur Terre (connue sous le nom d'enclumes de cumulonimbus) ou dans les panaches de cendre des grandes éruptions volcaniques, qui montent dans l'atmosphère et se répandent autour du monde. Sur Jupiter, l'ammoniaque injectée dans l'atmosphère interagit également avec la lumière du Soleil pour former de l'hydrazine, qui se condense dans une brume de particules fines de glace. La chimie d'hydrazine dans l'atmosphère de Jupiter est semblable à ce qui se produit dans l'atmosphère terrestre après une éruption volcanique, quand le dioxyde de soufre est converti par la lumière UV solaire en acide sulfurique.
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Comètes SOHO : C/2008 O6, O7, P2, P3, P4, P5, P6
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Sept nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 et C2) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-T10 et MPEC 2008-T11.
Les comètes C/2008 O6 et C/2008 O7 n'appartiennent à aucun groupe connu. Les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2008 O6 (SOHO) Hua Su C/2008 O7 (SOHO) Bo Zhou
C/2008 P2 (SOHO) Hua Su C/2008 P3 (SOHO) Michal Kusiak C/2008 P4 (SOHO) Michal Kusiak C/2008 P5 (SOHO) Tony Hoffman C/2008 P6 (SOHO) Zhijian Xu
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Bientôt une nouvelle rencontre
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Les scientifiques de la mission MESSENGER analysent sans relâche les images de Mercure acquises lors du premier survol de la planète en Janvier dernier... en attendant le second survol prévu pour le 06 Octobre 2008.
Plans d'imagerie pour le second survol de Mercure par MESSENGER
Mariner 10, le seul vaisseau spatial à avoir visité Mercure avant la mission MESSENGER, a imagé environ 45% de la surface de la planète. Le 14 Janvier de cette année, MESSENGER a accompli avec succès son premier des trois survols prévus de Mercure, et au cours de cette rencontre l'instrument MDIS a capturé les premières images depuis le vaisseau spatial de 21% supplémentaires de la surface de Mercure. Le 06 Octobre 2008, dans une semaine, MESSENGER survolera à nouveau Mercure, et cette fois les 1287 images prévues du MDIS couvriront une grande partie du reste de la surface de Mercure non vu auparavant par le vaisseau spatial. Cette figure montre une carte de la surface de Mercure avec des images de Mariner 10 superposées aux mosaïques du NAC (entourées en blanc) acquises au cours du premier survol de Mercure par MESSENGER. La carte est montrée en utilisant la convention positive Est planétocentrique qui a été adoptée par le projet MESSENGER. Le premier survol de Mercure par MESSENGER a couvert deux grands secteurs de la surface de Mercure : la vue du croissant de Mercure lors de l'approche du vaisseau spatial et le vue entière de Mercure acquise lors du départ du vaisseau spatial. De façon similaire, Mercure apparaîtra sous forme d'un fin croissant au cours de l'arrivée de MESSENGER pour le second survol et sous forme d'un disque presque complètement illuminé durant la phase de départ après la rencontre, et les secteurs de la surface qui seront imagés par l'instrument NAC sont indiqués en pourpre. Comme on peut le voir dans cette figure, le second survol de MESSENGER aura pour résultat la couverture en images de presque la totale de la surface de Mercure pour la première fois.
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MESSENGER et Mercure - Bientôt une nouvelle rencontre !
Ceci est la dernière image de l'instrument MDIS prise de Mercure au cours du premier suvol par MESSENGER de la planète avant que le vaisseau spatial tourne son antenne pour commencer à transmettre les données du survol vers la Terre. Même à cette grande distance, le bassin géant Caloris peut être identifié comme une brillante région circulaire dans le haut à droite de la planète. Le 06 Octobre 2008, MESSENGER survolera de nouveau Mercure. La géométrie du second survol de Mercure est différente de la première rencontre, en ceci que le point de l'approche au plus près se fera plus près de la face opposée de la planète. Au résultat, MESSENGER verra environ 30% de la surface de Mercure non vue auparavant par un vaisseau spatial. Ce nouveau territoire est situé juste à la gauche du terminateur dans cette image.
Au cours de la seconde rencontre, l'instrument
MDIS a prévu de faire 1287 images. Le Magnétomètre
de MESSENGER fera aussi les premières mesures du champ magnétique
au-dessus de l'hémisphère Ouest de la planète.
Les observations de l'atmosphère ténue de Mercure
et de la queue de sodium neutre seront plus étendues que
durant le premier survol, et la résolution angulaire du spectromètre
plasma a été améliorée depuis le premier
survol grâce à un nouveau logiciel. Le profil altimétrique
laser au cours du second survol se fera sur des secteurs qui ont
été imagés par Mariner 10 ou MESSENGER, ce
qui permettra la corrélation de caractéristiques topographiques
et de particularités imagées telles que des cratères
ou des failles à un degré non possible auparavant.
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Exploration de la surface de Mercure avec les images en couleur de MESSENGER
Ces deux images, publiées dans l'édition du magazine Science du 04 Juillet, illustrent la puissance de l'utilisation des images multi-spectrales de l'instrument WAC de MESSENGER pour étudier les variations de composition à travers la surface de Mercure. Les deux images montrées ici ont été générées en utilisant une méthode statistique connue comme analyse de composant principaux. Dans cette analyse, les images prises à travers 11 filtres couleurs différents à bande étroite sont comparées et contrastées pour découvrir des variations significatives. L'image sur la gauche montre Mercure dans un des composants principaux résultants qui réhausse les plus grandes différences de couleur à la surface de Mercure. Le bassin Caloris (noté avec un C) est montré comme étant considérablement différent des secteurs environnants dans cette vue. Des cratères sombres dans Caloris (montrés avec des flèches blanches), tels que le cratère Atgert, sont clairement distincts. Le cratère Mozart (noté par un M) et le bassin Tolstoj et le matériel qu'il a éjecté (bassin noté Tsp; éjecta noté par un T) montrent également des signatures en couleur significatives. L'image sur la droite a été créée en affichant le négatif de l'image de gauche en rouge, un composant principal différent en vert, et une partie des images prises dans deux filtres WAC (430 nm/560 nm) en bleu. Les flèches blanches identifient les secteurs de la surface de Mercure qui sont interprétés comme étant de jeunes plaines volcaniques, et les flèches noires pointent les secteurs rougeâtres interprétés comme des volcans. La plupart des différences de couleur étudiées ici sont supposées indiquer des variations dans la composition minérale et l'état physique des roches à différents emplacements sur Mercure.
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Image infrarouge profonde autour de l'étoile la plus brillante du ciel
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Pas de planètes autour de Sirius ?
Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel, est suspectée d'un possible changement de couleur qui a conduit certains scientifiques à soupçonner l'existence d'un petit compagnon encore non détecté.
En utilisant un masque spécifique et la technique moderne de l'optique adaptative qui permet de supprimer presque totalement la déformation des images due à l'atmosphère, Jean-Marc Bonnet-Bidaud et Eric Pantin du Service d'Astrophysique de l'Irfu-CEA, viennent d'obtenir les premières images infrarouges profondes autour de Sirius. C'est dans ce domaine infrarouge que peuvent être détectées le plus facilement les petites étoiles et même les planètes.
Les images obtenues, malgré leur haute resolution spatiale (0,2 secondes d'arc) et leur très bon contraste, n'ont pas révélé d'autres petites étoiles en orbite autour de Sirius, en dehors de son compagnon déjà connu, la naine blanche Sirius-B. La masse limite pour être visible sur l'image est celle d'une planète massive et les observations démontrent donc l'absence de grosses planètes autour de Sirius.
Ces images ont fourni aussi pour la première fois une mesure précise des caractéristiques infrarouge de la naine blanche Sirius-B, révélant une surprise. Un léger excès de lumière infrarouge est observé autour de la naine blanche qui semble indiquer la présence de matière circumstellaire. Des observations supplémentaires sont nécessaires pour confirmer cet excès infrarouge mais il pourrait être dû à l'existence de débris de planètes autour de Sirius-B, déjà observé autour d'autres naines blanches.
Ces résultats sont publiés dans le numéro d'octobre de la revue Astronomy and Astrophysics.
L'énigme de la couleur et l'hypothèse du troisième corps.
Sirius est une étoile double, avec une petite étoile dense, une naine blanche baptisée Sirius-B, tournant en environ 50 ans autour de l'étoile brillante, Sirius-A [1]. D'après plusieurs textes historiques, le système de Sirius aurait pu changer de couleur il y a environ 2000 ans (voir "l'énigme de la couleur de Sirius"), ce qui a conduit à l'hypothèse d'une troisième étoile dans le système de Sirius, un petit compagnon encore non détecté, en orbite autour de Sirius selon une trajectoire très aplatie et une période longue (plus de 2500 ans).
Une image infrarouge profonde.
Pour rechercher un petit objet autour de Sirius-A,
les scientifiques du Service d'Astrophysique du CEA ont utilisé
une technique puissante appelée “optique adaptative” qui
permet de corriger en temps réel les déformations
introduites par l'atmosphère terrestre et de réduire
ainsi considérablement la diffusion de la lumière.
Un masque occultant a été également utilisé
pour supprimer une grande partie de la lumière de Sirius-A
et les images ont été obtenues dans l'infrarouge,
une gamme de longueur d'onde permettant de révéler
les plus petits objets [2].
« C'est un peu comme chercher une aiguille dans une botte de foin » commente Jean-Marc Bonnet-Bidaud « différentes tentatives avaient été faites antérieurement en lumière visible, notamment avec le télescope spatial Hubble, mais l'infrarouge est un des outils les plus puissants pour les petites étoiles car elles émettent le maximum de leur rayonnement dans cette gamme de longueur d'onde. »
L'image infrarouge ne révèle aucun autre objet avec une masse maximale allant de 30 Mjup (Mjup est la masse de la planète Jupiter) à une distance de 8 U.A. de Sirius-A (soit légèrement moins que la distance entre le Soleil et Saturne) jusqu'à 10 Mjup à la distance de 26 U.A. (légèrement moins que la distance entre le Soleil et Neptune). L'U.A. (Unité Astronomique) est la distance Soleil-Terre.
Ces limites sur les masses de petits objets en orbite autour de Sirius-A éliminent probablement définitivement l'hypothèse d'un troisième corps. Puisque la partie centrale de l'image (à une distance inférieure à 5 U.A. de Sirius-A) n'est toujours pas couverte, la seule possibilité reste que l'objet soit situé dans cette position peu favorable mais la probabilité d'un système triple est désormais très faible.
Planètes détruites autour de Sirius-B ?
Grâce à ces images, les scientifiques ont pu également mesurer pour la première fois le flux infrarouge émis par la naine blanche Sirius-B. Comme la masse et le rayon de la naine blanche sont bien déterminés, l'émission infrarouge a pu être comparée avec précision aux prévisions des modèles théoriques.
Les mesures ont été effectuées à trois longueurs d'onde différentes de 1,2 (J), 1,6 (H) et 2,2 (K) microns, considérées comme des « couleurs » infrarouges. Deux couleurs sont en accord presque parfait avec les prévisions théoriques mais la troisième montre un écart inattendu. Un petit excès, faible mais significatif, est visible à la longueur d'onde la plus grande K (2,2 microns), comparable à ce qui est observé autour de certaines autres naines blanches.
À partir d'un catalogue établi récemment
par le satellite infrarouge Spitzer, en orbite depuis 2003, plus
de 120 naines blanches ont été mesurées dans
l'infrarouge et quatre ont montré un petit excès à
partir de la longueur d'onde de 2,2 microns. En général,
cet excès augmente fortement aux plus grandes longueurs d'onde
infrarouges. Un flux infrarouge aussi notable est la signature d'une
importante quantité de poussières autour de la naine
blanche. Dans plusieurs cas, il est fortement suspecté que
cette poussière puisse provenir de planètes détruites,
autrefois en orbite autour de la naine. Est-ce le cas autour de
Sirius-B ? Y-a-t-il eu des planètes autour de Sirius-B maintenant
détruites en poussières ? Cet événement
est-il en rapport avec le changement de couleur ?
Publication :
"ADONIS high contrast infrared imaging
of Sirius-B"
Notes [1] Sirius-B a été découverte visuellement en 1862 comme une petite étoile faible (mv=8) près de Sirius-A par Alvan Clark qui utilisait une des premières grandes lunettes de 50 cm de diamètre. Son existence avait été prédite bien plus tôt, en 1844, par le mathématicien Friedrich Bessell qui avait déduit sa masse des perturbations qu'elle produisait sur la trajectoire de Sirius-A. Son orbite est maintenant bien connue avec une période de révolution de 50,02 ans. Sirius-B est une naine blanche, un astre dense résultant de l'effondrement du coeur d'une étoile, à la fin de sa vie. Sa masse est très proche de celle du Soleil (1,03Ms) mais son rayon n'est que de 5.700 kilomètres contre 700.000 km pour le Soleil.
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Comète C/2008 S3 (Boattini)
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A. Boattini a annoncé la découverte d'une nouvelle comète le 29 Septembre 2008, dans le cadre du Mt Lemmon Survey. Après publication sur la page NEOCP du MPC, D. T. Durig ( Cordell-Lorenz Observatory, Sewanee), E. Guido, G. Sostero, et P. Camilleri (RAS Observatory, Mayhill), J. Young (Table Mountain Observatory, Wrightwood), et G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 S3 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 04 Avril 2011 à une distance de 3,1 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 10 Juin 2011 à une distance de 8 UA du Soleil.
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Page Spéciale
: 
Sources ou Documentations non francophones
Les
instruments scientifiques à bord de MESSENGER ont fonctionné
normalement pendant toute la durée du survol, les appareils-photo
ont pris plus de 1.200 images de la surface tandis que l'altimètre
laser sous la sonde a pu réaliser un relevé topographique.
Gum
29 est une région énorme de gaz d'hydrogène
qui a été dépouillée de ses électrons
(ionisés) par le rayonnement intense des jeunes étoiles
chaudes situées en son centre. Les astronomes appellent ceci
une région HII ("H-deux"), et cet exemple particulièrement
stupéfiant s'étale à travers l'espace sur plus
de 200 années-lumière. Le nom provient du fait que
c'est la 29ème entrée dans le catalogue publié
par l'astronome australien Colin Stanley Gum en 1955.
Mercure
comme jamais vue auparavant
MESSENGER
recueille des données sans précédent sur la
surface de Mercure
MESSENGER
rencontre la planète la plus proche du Soleil
Une
vue en gros plan d'un terrain non vu auparavant
