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Six galaxies spirales spectaculaires sont dévoilées sous un nouveau jour sur des images du très grand télescope (VLT) de l'ESO situé à l'Observatoire Paranal au Chili. Ces images ont été prises dans l'infrarouge, utilisant la puissance impressionnante de la caméra HAWK-I. Elles vont aider les astronomes à comprendre comment se forment et évoluent les remarquables structures spirales des galaxies.

Hawk-I [1] est une des caméras les plus récentes et les plus puissantes installées au VLT de l'ESO. Elle est sensible à la lumière infrarouge, ce qui signifie que la plus grande partie de la poussière absorbante se trouvant dans les bras spiraux des galaxies devient transparente pour ses détecteurs. Comparée à la plus ancienne et toujours très utilisée caméra infrarouge ISAAC du VLT, HAWK-I a seize fois plus de pixels pour couvrir une plus grande zone du ciel en une seule pose et, grâce à une technologie plus récente que celle d'ISAAC, elle a une plus grande sensibilité au rayonnement infrarouge faible [2]. HAWK-I, pouvant observer les galaxies « débarrassées » des effets gênants de la poussière et du gaz brillant, est idéale pour étudier la grande quantité des plus vieilles étoiles qui composent les bras spiraux.

Les six galaxies font partie d'une étude portant sur les structures spirales et pilotée à l'ESO par Preben Grosbøl. Ces données ont été acquises afin d'aider les astronomes à comprendre le processus complexe et subtil par lequel les étoiles, dans ces systèmes, forment des structures spirales si parfaites.

La première image montre NGC 5247, galaxie spirale dominée par deux bras gigantesques, située à 60-70 millions d'années-lumière de la Terre. Cette galaxie est vue de face, fournissant ainsi une vision excellente de sa structure en « roue de la chance ». Elle se trouve dans la constellation zodiacale de la Vierge.

La galaxie sur la seconde image est Messier 100, aussi connue sous le nom de NGC 4321, qui fut découverte au 18ème siècle. C'est un très bel exemple de galaxie spirale parfaitement dessinée – une classe de galaxies avec des bras spiraux bien dessinés et très proéminents. Située à 55 millions d'années-lumière de la Terre, Messier 100 fait partie de l'amas de galaxies de la Vierge et se trouve dans la constellation de la Chevelure de Bérénice (du nom de la Reine égyptienne Bérénice II).

La troisième image montre NGC 1300, une galaxie spirale avec des bras s'étendant à partir des extrémités d'une spectaculaire barre centrale proéminente. Elle est considérée comme un exemple typique de galaxie spirale barrée et est située à 65 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation de l'Éridan.

La galaxie spirale de la quatrième image, NGC 4030, se situe à 75 millions d'années-lumière de la Terre, dans la constellation de la Vierge. En 2007, Takao Doi, un astronaute japonais qui est également astronome amateur, a repéré une supernova – explosion d'étoile qui est pour un court instant presque aussi lumineuse que la galaxie qui l'héberge –  explosant dans cette galaxie.

La cinquième image, NGC 2997, est une galaxie spirale située à environ 30 millions d'années-lumière dans la constellation d'Antlia (La Machine pneumatique). NGC 2997 est la plus brillante du groupe de galaxies du même nom se trouvant dans le superamas de galaxies local. Notre propre groupe local, auquel appartient la Voie Lactée, fait lui-même partie du superamas local.

La dernière mais non des moindres, NGC 1232, est une magnifique galaxie située à 65 millions d'années-lumière de la Terre, dans la constellation de l'Éridan. Cette galaxie est classée dans la catégorie des galaxies spirales intermédiaires – quelque part entre une galaxie spirale barrée et une non barrée. Une image en lumière visible de cette galaxie et de son petit compagnon, la galaxie NGC 1232A, a été parmi les premières images prises par le VLT (eso9845). HAWK-I a à son tour regardé vers NGC 1232 afin d'en montrer une vue différente dans les longueurs d'onde du proche infrarouge.

Comme le montre clairement cette galerie galactique, HAWK-I nous permet de voir les structures spirales de ces six galaxies de manière extrêmement détaillée, avec une netteté que l'on ne peut obtenir qu'en observant dans l'infrarouge.

Notes

[1] HAWK-1 est l'abréviation de « High-Acuity Wide-field K-band Imager » (caméra à grand champ de grande précision dans la bande K). Pour avoir plus de détails techniques sur cette caméra, vous pouvez consulter un précédent communiqué de presse : eso0736 (en anglais).

[2] Plus d'informations sur les instruments du VLT (en anglais)

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1042/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'amas globulaire d'étoiles Omega Centauri a attiré l'attention des observateurs du ciel depuis que l'antique astronome Ptolémée l'a catalogué la première fois il y a 2.000 ans. Ptolémée, cependant, pensait que Oméga du Centaure était une simple étoile. Il ne savait pas que l'étoile était en réalité un essaim de ruche de presque 10 millions d'étoiles, orbitant toute autour d'un centre de gravité commun.

Les étoiles sont si bien entassées que les astronomes ont dû attendre la puissante vision du télescope spatial Hubble pour scruter profondément dans le coeur de la "ruche" et résoudre les étoiles individuelles. La vision de Hubble est si nette qu'elle peut même mesurer le mouvement de plusieurs de ces étoiles, et sur une période relativement courte de temps.

Crédit : NASA, ESA, and J. Anderson and R. van der Marel (STScI)

Une mesure précise des mouvements d'étoile dans les amas géants peut apporter des idées sur la façon dont les groupements stellaires se sont formés dans le premier Univers, et si un trou noir de "masse intermédiaire", un approximativement 10.000 fois plus massif que notre Soleil, pourrait menacer parmi les étoiles.

Analysant des images archivées prises sur une période de quatre années par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble, les astronomes ont fait les mesures les plus précises jusqu'à présent des mouvements de plus de 100.000 habitants de l'amas, la plus grande enquête jusqu'ici pour étudier le mouvement des étoiles dans n'importe quel amas.

"Il faut des programmes informatiques à grande vitesse et sophistiqués pour mesurer les minuscules variations dans les positions d'étoiles qui se produisent en seulement le temps de quatre ans," note l'astronome Jay Anderson (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Md.) qui a entrepris l'étude avec l'autre astronome de l'Institut Roeland van der Marel. "En fin de compte, c'est la vision acérée de Hubble qui est la clef de notre capacité à mesurer des mouvements stellaires dans cet amas."

Van der Marel ajoute : "Avec Hubble, vous pouvez attendre trois ou quatre ans et détecter les mouvements des étoiles plus précisément que si vous aviez attendu 50 ans sur un télescope au sol."

Les astronomes ont utilisé les images de Hubble, qui ont été prises en 2002 et 2006, pour faire un film de simulation du mouvement frénétique des étoiles de l'amas. Le film montre la migration projetée des étoiles au cours des 10.000 années à venir.

Identifié comme un amas globulaire d'étoiles en 1867, Oméga du Centaure est l'un des approximativement 150 tels amas dans notre galaxie de la Voie lactée. Le mastodonte groupement stellaire est le plus grand et le plus lumineux amas globulaire de la Voie lactée, et l'un des rares qui peut être vu à l'oeil nu. Situé dans la constellation du Centaure (Centaurus), Oméga du Centaure est visible dans les cieux de l'hémisphère sud.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/28/full/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes au Japon, utilisant un détecteur de rayons X à bord de la Station Spatiale Internationale, et à la Penn State University, utilisant l'observatoire spatial Swift, ont annoncé la découverte d'un objet émettant récemment des rayons X, qui étaient auparavant cachés à l'intérieur de notre galaxie de la Voie lactée dans la constellation du Centaure (Centaurus).

La nova de rayons X MAXI J1409-619, comme observée par l'instrument MAXI à bord de l'ISS.

Crédit image : JAXA/RIKEN/MAXI team

L'objet -- un système binaire -- a été révélé récemment quand un instrument sur la Station Spatiale Internationale appelé MAXI (Monitor of All-Sky X-ray Image) sur l'installation d'exposition du module d'expérience japonais "Kibo" l'a pris pris en flagrant délit d'éruption avec une explosion massive de rayons X connue comme une nova de rayons X. L'équipe de la mission MAXI a rapidement alerté les astronomes du monde entier de la découverte de la nouvelle source de rayons X à 06h00 UTC le 20 Octobre, et l'observatoire Swift de la NASA a rapidement procédé à une urgente orbservation de "cible d'opportunité" neuf heures plus tard, ce qui a permis pour la localisation de la nova de rayons X d'être mesurées avec précision.

"La collaboration entre les équipes de MAXI et de Swift nous a permis d'identifier rapidement et exactement ce nouvel objet," note Jamie Kennea, le scientifique de l'instrument Swift X-ray Telescope à la Penn State University qui conduit les analyses de Swift. "Les capacités de MAXI et Swift sont exclusivement complémentaires, et dans ce cas-ci ont fourni une découverte qui n'aurait pas été possible sans combiner la connaissance obtenue des deux."

La détection de Swift a confirmé la présence de la source lumineuse précédemment inconnue de rayons X, qui a été nommée MAXI J1409-619. "L'observation de Swift suggère que cette source est probablement une étoile à neutrons ou un trou noir avec une étoile compagnon massive située à une distance de quelques dizaines de milliers d'années-lumière de la Terre dans la Voie lactée," commente David Burrows (Penn State), professeur d'astronomie et d'astrophysique et scientifique principal pour l'instrument X-ray Telescope de Swift. "La contribution du télescope de rayons X de Swift à cette découverte est qu'il peut basculer en position rapidement pour se concentrer sur un point particulier dans le ciel et il peut imager le ciel avec une sensibilité élevée et une haute résolution spatiale."

"MAXI a démontré ses possibilités à découvrir des novas de rayons X à de grandes distances," commente Kazutaka Yamaoka, assistant à l'Université Aoyama Gakuin et membre de l'équipe MAXI. "L'équipe de MAXI prévoit des observations encore coordonnées avec des satellites de la NASA pour révéler l'identité de cette source."

http://www.science.psu.edu/news-and-events/2010-news/Nousek10-2010

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les observations récentes de la comète Hartley 2 font que les scientifiques se grattent la tête, alors qu'ils prévoient un survol du petit monde glacial le 04 Novembre.

Un phénomène a été enregistré par les imageurs à bord du vaisseau spatial Deep Impact du 09 au 17 Septembre lors d'observations scientifiques préplanifiées de la comète. Ces observations, une fois ajoutées aux images prévues pendant la rencontre au plus près avec Hartley 2 le 04 Novembre, deviendront l'examen le plus détaillé jusqu'à présent d'une activité cométaire lors de son passage à travers le Système solaire intérieur.

Crédit : NASA/JPL-Caltech

"Sur Terre, le cyanure est connu comme un gaz mortel. Dans l'espace il est connu comme l'un des ingrédients les plus facilement observés qui est toujours présent dans une comète," commente Mike A'Hearn de l'Université du Maryland, College Park. A'Hearn est directeur d'EPOXI, une mission prolongée qui utilise déjà le vaisseau spatial Deep Impact 'en vol'. "Nos observations indiquent que le cyanure libéré par la comète s'est accru par un facteur de cinq sur une période de huit jours en Septembre sans augmentation d'émission de poussières," ajoute A'Hearn. "Nous n'avons jamais vu ce genre d'activité dans une comète auparavant, et cela pourrait affecter la qualité des observations faites par les astronomes au sol."

Le nouveau phénomène est très différent des sursauts cométaires typiques, qui ont des débuts soudains et sont habituellement accompagnés par une grande quantité de poussières. Il semble également sans rapport aux jets de cyanure qui sont parfois vus dans les comètes. L'équipe scientifique d'EPOXY croit que les astronomes et les observateurs intéressés regardant la comète depuis la Terre devraient être au courant de type d'activité lors de la planification d'observations et dans l'interprétation de leurs données.

"Si les observateurs surveillant Hartley 2 ne prennent pas en considération ce nouveau phénomène, ils pourraient facilement obtenir une image fausse de la façon dont la comète change lorsqu'elle s'approche et s'éloigne du Soleil," note A'Hearn.

Le cyanure est une molécule basée sur le carbone. On croit qu'il y a des milliards d'années, un bombardement par des comètes a apporté du cyanure et d'autres blocs constitutifs de la vie sur la Terre.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-346 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La galaxie la plus distante jamais observée

Une équipe européenne d'astronomes a déterminé la distance de la galaxie la plus éloignée jamais observée en utilisant le très grand télescope (VLT) de l'ESO. En analysant soigneusement la lueur extrêmement faible provenant de la galaxie, ces astronomes ont constaté qu'ils étaient en train de l'observer alors que l'Univers avait à peine 600 millions d'années (le décalage vers le rouge, ou redshift, est de 8,6). Il s'agit des premières observations confirmées d'une galaxie dont la lumière dissipe l'opaque brouillard d'hydrogène qui emplissait le cosmos dans les premiers temps de l'Univers. Ce résultat est publié dans la revue Nature du 21 octobre 2010.

Galaxies durant l'ère de reionisation dans l'Univers premier (simulation)

Crédit : M. Alvarez (http://www.cita.utoronto.ca/~malvarez), R. Kaehler, and T. Abel

« En utilisant le Very Large Telescope de l'ESO, nous avons confirmé qu'une galaxie repérée auparavant avec le télescope spatial Hubble était l'objet le plus lointain dans l'Univers, jamais observé jusqu'à présent », [1] déclare Matt Lehnert (Observatoire de Paris - Laboratoire « Galaxies, étoiles, physique, instrumentation », CNRS, Université Paris Diderot), premier auteur de l'article scientifique présentant ces résultats. « La puissance du VLT et de son spectrographe SINFONI nous permet de mesurer avec exactitude la distance de cette galaxie très peu lumineuse et nous constatons que nous la voyons lorsque l'Univers avait moins de 600 millions d'années. »

L'étude de ces premières galaxies est extrêmement difficile. Du fait du temps nécessaire pour que leur lumière, initialement éclatante, atteigne la Terre, elles nous apparaissent très peu lumineuses et petites. De plus, la majorité de cette faible lumière est décalée vers la partie infrarouge du spectre car sa longueur d'onde est étirée par l'expansion de l'Univers – un effet connu en anglais sous le nom de redshift. Pour accentuer la difficulté, dans ces premiers temps, moins d'un milliard d'années après le Big Bang, l'Univers n'était pas entièrement transparent. Il était alors presque entièrement rempli d'un brouillard d'hydrogène qui absorbait le violent rayonnement ultraviolet émis par les jeunes galaxies. La période pendant laquelle le brouillard était encore en cours de dissipation par ce rayonnement ultraviolet est appelée période de réionisation [2]. En dépit de ces difficultés, la nouvelle caméra à grand champ (la Wide field Camera 3) installée au foyer du télescope spatial Hubble de la NASA/ESA a découvert en 2009 [3] plusieurs objets constituant de sérieux candidats pour être des galaxies observées à cette période de réionisation. La confirmation des distances pour des objets si faibles et si éloignés constitue un énorme défi. Ces distances peuvent seulement être déterminées en utilisant les spectrographes qui équipent les très grands télescopes au sol [4] pour mesurer le décalage vers le rouge de la lumière des galaxies.

Matt Lehnert explique : « Après l'annonce des galaxies « candidates » détectées par Hubble, nous avons fait un rapide calcul et nous avons été enthousiastes en constatant que la très grande puissance collectrice du VLT, lorsqu'il est associé à la sensibilité du spectroscope infrarouge SINFONI et à une très longue durée d'observation, doit nous permettre de détecter la lueur extrêmement faible d'une de ces galaxies très éloignées et de mesurer sa distance. »

Grâce à une requête spéciale adressée au Directeur Général de l'ESO, cette équipe a obtenu du temps de télescope avec le VLT et a observé une galaxie candidate appelée UDFy-38135539 [5] pendant 16 heures. Après deux mois d'analyses méticuleuses et de tests de leurs résultats, les chercheurs ont constaté qu'ils avaient clairement détecté la lueur très faible de l'hydrogène avec un décalage vers le rouge de 8,6, ce qui fait de cette galaxie l'objet le plus éloigné jamais confirmé par la spectroscopie. Un décalage vers le rouge de 8,6 correspond en effet à une galaxie observée juste 600 millions d'années après le Big Bang.

Nicole Nesvadba, co-auteur de l'article scientifique (Institut d'Astrophysique Spatiale, CNRS, Université Paris-Sud 11,) résume ce travail, « Mesurer le décalage vers le rouge de la galaxie la plus distante détectée jusqu'à présent est un travail vraiment enthousiasmant en lui-même, mais les implications astrophysiques de cette détection sont bien plus importantes. C'est la première fois que nous savons avec certitude que nous observons une des galaxies ayant percé le brouillard qui remplissait le très jeune Univers ».

Une des choses étonnantes au sujet de cette découverte c'est que la lueur d'UDFy-38135539 semble ne pas être assez forte pour dissiper toute seule le brouillard d'hydrogène.

« Il doit y avoir d'autres galaxies, probablement plus faibles, moins massives et proches d'UDFy-38135539, qui ont également aidé à rendre l'espace transparent autour de cette galaxie. Sans cette aide additionnelle, la lumière de la galaxie, quel que soit son éclat, aurait été absorbée dans le brouillard d'hydrogène environnant et nous n'aurions pas pu la détecter », explique Mark Swinbank (Université de Durham) et co-auteur de l'article.

Jean-Gabriel Cuby (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, CNRS, Université de Provence), un autre co-auteur, remarque que « l'étude de la période de réionisation et de la formation des galaxies pousse au maximum de leurs possibilités les télescopes et les instruments existant, mais c'est justement ce type de problématique scientifique qui sera « monnaie courante »  quand l'European Extremly Large Telescope (E-ELT) de l'ESO – qui sera le plus grand télescope optique et proche infrarouge au monde – sera opérationnel.

Notes

[1] Un précédent résultat de l'ESO (eso0405) présentait un objet encore plus éloigné (avec un redshift de 10). Cependant, les recherches qui ont été effectuées par la suite n'ont pas permis de trouver un objet avec une brillance similaire à cet emplacement et de plus récentes observations avec le télescope spatial Hubble de la NASA ont été peu concluantes. L'identification de cet objet à une galaxie à très grand redshift n'est plus considérée comme valable par la plupart des astronomes.

[2] Lorsque l'Univers s'est refroidi après le Big Bang, il y a environ 13,7 milliards d'années, les électrons et les protons se sont combinés pour former  de l'hydrogène. Ce gaz sombre et froid est le principal constituant de l'Univers pendant la période que l'on appelle l'« Âge sombre », quand il n'y avait aucun objet émettant de la lumière. Cette phase s'est finalement achevée lorsque les premières étoiles se sont formées, leur rayonnement ultraviolet intense rendant lentement le brouillard d'hydrogène à nouveau transparent en re-séparant les atomes d'hydrogène en électrons et en protons, un processus appelé la réionisation. Dans l'histoire des débuts de l'Univers, cette époque a duré environ 150 à 800 millions d'années après le Big Bang. Comprendre comment la réionisation s'est produite et comment les premières galaxies se sont formées et ont évolué est l'un des principaux défis de la cosmologie contemporaine.

[3] Ces observations effectuées par Hubble sont présentées à cette adresse (en anglais) : http://www.spacetelescope.org/news/heic1001/

[4] Les astronomes ont deux méthodes principales pour trouver et mesurer les distances des galaxies les plus lointaines. Ils peuvent prendre des images très profondes avec différents filtres de couleurs et mesurer la luminosité de beaucoup d'objets à différentes longueurs d'onde. Ils comparent alors ces objets avec ce qui est prévu pour des galaxies de différents types et à différentes périodes de l'histoire de l'Univers. C'est la seule manière actuellement disponible pour découvrir ces galaxies et c'est la technique utilisée par l'équipe du HST. Mais cette technique n'est pas toujours fiable. Par exemple, ce qui peut sembler être une galaxie peu lumineuse et très éloignée peut parfois s'avérer être une banale étoile froide appartenant à notre Voie lactée.

Une fois que des candidats sont trouvés, une estimation plus fiable de leur distance (en la mesurant avec le redshift) peut être obtenue en décomposant la lumière provenant de ces objets dans leurs différentes couleurs et en cherchant des signes révélateurs de l'émission de l'hydrogène ou d'autres éléments dans la galaxie. Cette approche spectroscopique est le seul moyen permettant aux astronomes d'obtenir les mesures les plus fiables et les plus précises de la distance.

[5] Ce nom étrange indique que cette galaxie candidate a été détectée dans la région de recherche de l' « Ultra Deep Field » (le champ ultra profond) et le numéro indique sa position précise dans le ciel.

Plus d'informations

Cette recherche est présentée dans un article publié dans Nature le 21 octobre 2010 : Spectroscopic confirmation of a galaxy at redshift z=8.6, Lehnert et al.

L'équipe est composée de M. D. Lehnert (Observatoire de Paris – Laboratoire GEPI / CNRS-INSU / Université Paris Diderot, France), N. P. H. Nesvadba (Institut d'Astrophysique Spatiale / CNRS-INSU / Université Paris-Sud, France), J.-G.Cuby (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille / CNRS-INSU / Université de Provence, France), A. M. Swinbank (University of Durham, UK), S. Morris (University of Durham, UK), B. Clément (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille / CNRS-INSU / Université de Provence, France), C. J. Evans (UK Astronomy Technology Centre, Edinburgh, UK), M. N. Bremer (University of Bristol, UK) et S. Basa (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille / CNRS-INSU / Université de Provence, France).

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 14 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et VISTA, le plus grand télescope pour les grands relevés. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant – l'E-ELT- qui disposera d'un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

Liens

- L'article scientifique publié dans Nature

- Plus d'informations à propos de la réionisation: http://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9ionisation

- Les simulations de la réionisation faites par Marcelo Alvarez : http://www.cita.utoronto.ca/~malvarez/index.shtml

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1041/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Bien que l'Univers soit plein à craquer de galaxies en forme de spirale, il n'y en a pas deux exactement pareilles. Cette galaxie spirale vue de face, appelée NGC 3982, frappe par sa richesse de naissance d'étoiles, le long de ses bras enroulés. Les bras sont bordés de roses régions de formation d'étoiles d'hydrogène rougeoyant, de bleus amas d'étoiles récemment nées, et de bandes sombres de poussières obscurcissantes qui fournissent de la matière première pour de futures générations d'étoiles. Le brillant noyau abrite une population plus âgée d'étoiles, qui se développent de plus en plus densément vers le centre.

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

NGC 3982 est située à environ 68 millions d'années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse (Ursa Major). La galaxie s'étend sur environ 30.000 années-lumière, un tiers de la taille de notre galaxie de la Voie lactée. Cette image en couleurs se compose d'expositions prises par les instruments WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) d'Hubble, ACS (Advanced Camera for Surveys), et WFC3 (Wide Field Camera 3) du télescope spatial Hubble. Les observations ont été prises entre Mars 2000 et Août 2009. La riche gamme de couleurs vient du fait que la galaxie était photographiée en lumière invisible et en proche infrarouge. Un filtre, qui isole l'émission d'hydrogène émanant des régions de formation d'étoiles parsemant les bras en spirale, a également été utilisé.

http://hubblesite.org/news/2010/36/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2010 U1 (Boattini)

Andrea Boattini (Mt. Lemmon Survey) a découvert une nouvelle comète avec le télescope de 1,5 mètre le 17 Octobre 2010. Cet objet avait également été rapporté par l'équipe de l'Observatoire astronomique de La Sagra, avec des observations sur une seule nuit datant du 01 Octobre 2010. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), R. S. McMillan (Steward Observatory, Kitt Peak), et A. Asami, S. Okumura (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 U1 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 15 Mai 2010 à une distance d'environ 4,8 UA du Soleil, et une période d'environ 17,2 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10U18.html (MPEC 2010-U18)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 29 Mars 2010 à une distance d'environ 4,9 UA du Soleil, et une période d'environ 17,2 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11A67.html (MPEC 2011-A67)

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=PK10U010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2010%20U1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2010 U2 (Hill)

Une nouvelle comète périodique a été découverte par Rik E. Hill (Catalina Sky Survey) sur les images CCD obtenues le 17 Octobre 2010 avec le télescope Schmidt de 0,68 mètre. Des observations du CSS antérieures à la découverte, datant du 09 octobre, ont été identifiées. Cet objet avait également été signalé par l'équipe de l'Observatoire astronomique de La Sagra, avec des observations sur une seule nuit datant du 01 Octobre 2010. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par A. Boattini (Mt. Lemmon Survey), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), E. Guido, G. Sostero, V. Gonano, L. Donato, H. Sato, R. Ligustri (RAS Observatory, Mayhill), A. Asami, S. Okumura (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS), Y. Ikari (Moriyama), G. Lehmann (Volkssternwarte Drebach, Schoenbrunn), M. Emmerich, S. Melchert (Guidestar Observatory, Weinheim), J. M. Aymami (Observatorio Carmelita, Tiana), J. J. Martin (Jaen Obs), L. Buzzi, S. Foglia (Tzec Maun Observatory, Mayhill).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 U2 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 09 Novembre 2010 à une distance d'environ 2,5 UA du Soleil, et une période d'environ 8,9 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10U19.html (MPEC 2010-U19)

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=PK10U020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2010%20U2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe européenne de chercheurs à laquelle participe des chercheurs du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM / CNRS / Université de Provence) et du Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (Observatoire de Paris, CNRS, Universités Paris 6 et Paris 7) a pu analyser et dater avec une précision inégalée jusqu'alors la collision de deux astéroïdes situés au-delà de l'orbite de Mars. Cet événement exceptionnel a été observé par les plus grands télescopes au sol, par le télescope spatial Hubble et par le système de caméras OSIRIS de la sonde Rosetta de l'Agence Spatiale Européenne qui, de par sa qualité optique et sa localisation dans l'espace, a pu fournir des images uniques et essentielles pour étudier cette collision comme jamais cela n'avait pu être fait précédemment.

Plusieurs millions de fragments de roche de toutes les tailles peuplent la ceinture d'astéroïdes située entre l'orbite de Mars et de Jupiter. Au cours de leur voyage autour du Soleil, des collisions se produisent. Elles sont fréquentes sur la durée de vie du système solaire mais rares sur une durée de vie humaine, quand elles ne passent pas inaperçues. La connaissance qu'ont les chercheurs de ces collisions repose donc essentiellement sur l'étude des traces laissées par d'anciennes collisions - un véritable travail de paléontologue de l'espace.

Toutefois, bien que ce genre de collision soit si difficile à détecter, une équipe européenne de chercheurs a pu étudier avec succès un tel événement. Plus précisément, ils ont détecté et étudié la trainée de débris résultants d'une collision récente, ce qui représente un événement fondamental exceptionnel pour les scientifiques - c'est un peu comme si un paléontologue trouvait un corps de dinosaure encore « frais ».

Pour la petite histoire, dans un premier temps, les scientifiques qui effectuaient une campagne d'observation de routine des astéroïdes géocroiseurs ont cru avoir affaire à une comète en observant l'astéroïde P/2010 A2. C'est d'ailleurs la raison pour laquelle ils l'ont baptisé en se basant sur la nomenclature habituelle des noms de comètes (P/...). Ce n'est que grâce aux études plus approfondies qui ont suivi que sa véritable nature a été révélée et qu'ils se sont aperçus que la trainée était en fait le résultat d'une collision entre l'astéroïde P/2010 A2 et un petit rocher de quelques mètres de diamètre.

« Pour pouvoir interpréter correctement cette trainée de débris comme résultant d'une collision et non d'un processus cométaire habituel, il est essentiel de bien connaître sa forme et son évolution» explique Philippe Lamy, du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille et membre de l'équipe européenne qui a conduit cette étude. « Or, étant donné que l'orbite de la Terre et celle de l'astéroïde sont pratiquement dans le même plan, il n'était pas possible d'observer sous le bon angle la trainée de débris depuis la Terre ni depuis le télescope Hubble (en orbite autour de la Terre). Seule la sonde Rosetta, située bien au-delà de l'orbite de Mars quand elle a observé la trainée de débris en mars 2010, a pu fournir des images offrant la perspective adéquate».

L'astéroïde P/2010 A2 vu en mars 2010 par le système de caméra OSIRIS de la sonde Rosetta de l'ESA.

© ESA / MPS pour l'équipe OSIRIS MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA.

C'est donc grâce aux images obtenues par la caméra à haute résolution OSIRIS/NAC équipant la sonde Rosetta [1] que les scientifiques ont pu établir la véritable forme en trois dimensions de la trainée. Ils se sont ainsi aperçus qu'elle ne correspondait pas à une queue cométaire mais s'expliquait plus vraisemblablement par une récente collision d'astéroïdes. Les images fournies par l'instrument OSIRIS, combinées avec d'autres données recueillies par la suite depuis le sol, ont permis de recomposer de manière précise l'évolution de la trainée au cours du temps. « De plus, en comparant nos premiers résultats avec la distribution actuelle, la taille initiale des grains de débris a  pu être affinée pas à pas, jusqu'à ce que nous arrivions à une exacte reconstitution, » ajoute Jean-Baptiste Vincent du Max Planck Institute for Solar System Research qui a réalisé cette simulation.

Ainsi avec cette méthode, les scientifiques ont pu calculer la date de la collision à plus ou moins dix jours autour du 10 février 2009, une précision inégalée jusqu'à présent. Grâce aux images OSIRIS et aux simulations numériques, ils ont également pu obtenir des précisions uniques sur le processus de la collision des deux astéroïdes.

Note :

[1] Ce résultat, outre son grand intérêt scientifique, met également en évidence les remarquables qualités optiques de la caméra à haute résolution OSIRIS/NAC. En effet, la trainée de poussière était si faible que les plus grands télescopes au sol et le télescope spatial Hubble ont du être utilisés pour l'observer. La caméra OSIRIS, bien que 7000 fois moins puissante que les plus gros télescopes au sol (car conçue pour observer un noyau cométaire à courte distance) et bien que se trouvant à des millions de kilomètres de la collision de P/2010 A2, a pu détecter la trainée de débris comme une fine raie sur un arrière-plan d'étoiles. Le Laboratoire d'Astrophysique de Marseille a conçu la caméra OSIRIS/NAC (Narrow Angle Camera) avec le soutien du Centre National d'Etudes Spatiales et en assure l'exploitation scientifique. L'odyssée continue avec la mise en orbite autour du noyau de la comète Churyumov-Gerasimenko prévue en octobre 2014.

Référence :

"A collision in 2009 as the origin of the debris trail of asteroid P/2010 A2". Snodgrass, C., et al., Nature, 467, 814-816, 2010.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/le-systeme-solaire/les-paleontologues-de-l-espace

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii), a découvert une comète le 06 Octobre 2010 lorsque Richard Wainscoat du PS1 Science Consortium a noté un objet diffus parmi ceux identifiés par le Pan-STARRS Moving Object Processing System. Des images supplémentaires ont été trouvées le jour suivant. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, J. V. Scotti, M. Terenzoni, et A. J. Mendez (Kitt Peak) et A. Asami et S. Okumura (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Il s'agit de la première comète découverte par le programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 T2 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 29 Juillet 2011 à une distance d'environ 3,7 UA du Soleil, et une période d'environ 13,2 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10U07.html (MPEC 2010-U07)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 11 Juillet 2011 à une distance d'environ 3,7 UA du Soleil, et une période d'environ 13,1 ans.

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

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=PK10T020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2010%20T2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C'est une découverte totalement inattendue, due à la chance : en recherchant un disque de débris proche avec le télescope de 30m de l'Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) [1], une équipe internationale, menée par des chercheurs du Laboratoire d'Etude du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique [2], a découvert la galaxie submillimétrique (SMG) la plus intense de l'hémisphère Nord aux longueurs d'ondes millimétriques en détectant l'émission de l'énorme quantité de poussière qu'elle recèle, l'obscurcissant et la rendant invisible en optique. L'équipe a découvert en plus un énorme réservoir de gaz moléculaire dans cette galaxie qui leur a permis de déterminer son décalage vers le rouge (redshift), et donc sa distance. Ce décalage vers le rouge est de 3,93, ce qui implique que la galaxie a envoyé ses photons quand l'Univers était encore très jeune (10% de son âge actuel). L'ensemble des données photométriques indique aussi que l'énergie de la galaxie provient principalement d'une flambée de formation d'étoiles et non de l'activité d'un trou noir supermassif au centre de cette galaxie.

C'est en cartographiant une région d'un demi degré carré du ciel avec le radiotélescope de 30m de l'IRAM à la longueur d'onde de 1,2mm, que les chercheurs ont fait cette découverte. Ils étaient à la recherche de l'émission de poussière froide dans d'hypothétiques disques de débris autour d'étoiles proches, lorsqu'ils ont détecté une source très intense, si rare qu'a posteriori on estime que la probabilité de la trouver était moins de 7%.

Tout d'abord, et puisqu'il n'y avait aucune contre-partie optique évidente dans les catalogues astronomiques, ils ont pensé à une jeune étoile très froide, dans notre Galaxie, nichée dans le nuage de gaz et de poussière lui ayant donné naissance, mais ils n'ont pas trouvé la signature de ce gaz proche. L'équipe a alors envisagé l'hypothèse plus audacieuse d'une galaxie très active, fabriquant en quantité des étoiles massives explosant rapidement en supernovae et noyant la galaxie dans  leurs  poussières. La conséquence prévisible de cette hypothèse était l'existence d'un énorme réservoir de gaz moléculaires associé qui devait être décelable par des observations de radioastronomie. Les chercheurs ont pointé à nouveau le radiotélescope de 30m de l'IRAM muni de son nouveau récepteur EMIR à large bande de fréquences vers cet objet et ont eu la satisfaction de détecter la raie d'émission du monoxyde de carbone (CO) qui est le gaz moléculaire le plus couramment détecté dans les galaxies, confirmant la nouvelle hypothèse. Finalement, alors qu'ils s'attendaient bien à un décalage de la raie d'émission du CO vers le rouge (vers les basses fréquences), nommé redshift ou z, à cause de la vitesse de fuite des galaxies, leur surprise a été de taille en mesurant un redshift aussi élevé que z=3,92960+/-0.00013, impliquant une distance telle que nous observons la galaxie telle qu'elle était quand l'Univers avait seulement le dixième de son âge.

L'analyse des spectres prouve que la majorité de la poussière est chauffée à une température de 45K. A partir des raies de CO observées, les astronomes en ont déduit que la masse du gaz est comprise entre 200 et 1.000 milliards de masses solaires. Ils ont déduit aussi que les radiations de cette  galaxie invisible en optique étaient émises aux longueurs d'ondes comprises entre l'Infrarouge lointain et le millimétrique avec une puissance équivalente à celle produite par 500 000 milliards soleils. Son taux de formation d'étoiles serait aussi extrême, soit plus de 80 000 soleils formés par an, taux 50 fois supérieur à celui des galaxies les plus prolifiques connues à ce jour. Ces valeurs extrêmement élevées ne peuvent être réconciliées avec nos idées actuelles sur la formation d'étoiles  qu'en évoquant un effet d'amplification de la galaxie par une lentille gravitationnelle en avant-plan. Par ailleurs, la température d'excitation modérée des raies de CO observées exclut un chauffage dominé par l'activité d'un trou noir supermassif au centre de la galaxie, et privilégie l'idée que cette galaxie est bien le siège de flambées de formation stellaire.

Afin de comprendre la vraie nature de cette source exceptionnelle, d'autres observations à plus haute résolution spatiale doivent maintenant être engagées pour rechercher des signatures de la lentille gravitationnelle. Nous pouvons  déjà prévoir que l'objet va nous apparaître  sous la forme de plusieurs images, comme le quasar du "Trèfle à quatre feuilles", ou va s'étaler dans un anneau d'Einstein comme le quasar PSSJ2322+1944.

Selon le facteur d'amplification, cette galaxie lointaine et jeune pourrait nous renseigner sur l'ancêtre  des Galaxies Infrarouges Lumineuses Simples (LIRG) proches, comme les galaxies en interaction « des Antennes », ou des Galaxies Infrarouges Ultralumineuse (ULIRG) proches, comme le système de galaxies en fusion Arp 220.

Notes

[1] CNRS-INSU, Max Planck Gesellschaft, Instituto Geográfico Nacional

[2] Font partie de cette équipe :

- Jean-François Lestrade, Françoise Combes, Philippe Salomé, Laboratoire d'Etude du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique (LERMA : Observatoire de Paris, CNRS-INSU, Université Pierre et Marie Curie, Université de Cergy-Pontoise, Ecole Normale Supérieure) ;

- Alain Omont, Institut d'Astrophysique de Paris, (CNRS-INSU, Université Pierre et Marie Curie, Observatoire des Sciences de l'Univers-INSU) ;

- Frank Bertoldi, Argelander Institute for Astronomy, Bonn, Allemagne ;

- Philippe André, Nicola Schneider-Bontemps, laboratoire « Astrophysique, Instrumentation et Modélisation » (CEA-Irfu, CNRS-INSU, Université Paris Diderot.

Pour en savoir plus: 

Sur le site de l'Observatoire de Paris : Découverte d'une galaxie submillimétrique extrêmement lumineuse à z=3,93

Référence :

« Discovery of an Extremely Bright Sub-Millimeter Galaxy at z=3.93 ». J.-F. Lestrade, F. Combes, P. Salomé, A. Omont, F. Bertoldi, P. André, N. Schneider. Apparaître dans Astronomy and Astrophysics.

Source : CNRS/INSU http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/extragalactique-et-univers/une-galaxie-invisible-dans-l-univers-lointain-decouverte-grace-a-

http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/oct10/mm1842.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

De nouvelles observations réalisées avec le VLT de l'ESO fournissent pour la première fois des preuves directes que les jeunes galaxies peuvent « grossir » en avalant le gaz froid de leur environnement et en l'utilisant comme source d'énergie pour la formation de nombreuses nouvelles étoiles. Dans les premiers milliards d'années après le Big Bang la masse des galaxies les plus courantes a augmenté de manière considérable et comprendre la raison de cet accroissement est un des problèmes cruciaux de l'astrophysique moderne. Les résultats de cette étude seront publiés dans l'édition du 14 octobre du journal Nature.

Crédit : ESO/L. Calçada

Les premières galaxies se sont formées avant que l'Univers atteigne son premier milliard d'années. Elles étaient beaucoup plus petites que les systèmes géants – y compris la Voie Lactée – que nous voyons aujourd'hui. Aussi, d'une certaine manière, la taille moyenne des galaxies a augmenté en même temps que l'Univers a évolué. Les galaxies entrent souvent en collision et fusionnent alors pour former des systèmes plus grands. Ce processus est certainement un mécanisme important de croissance des galaxies. Cependant, un processus plus doux complémentaire a été proposé.

Une équipe d'astronomes européens a eu recours au VLT de l'ESO afin de tester cette approche très différente qui suppose que les jeunes galaxies peuvent également avaler les courants froids d'hydrogène et d'hélium qui remplissaient l'Univers jeune et former ainsi de nouvelles étoiles à partir de cette matière primitive. Exactement comme une entreprise commerciale peut se développer aussi bien en fusionnant avec d'autres compagnies qu'en embauchant plus de personnel, les jeunes galaxies pourraient peut-être aussi grossir de deux manières différentes – en fusionnant avec d'autres galaxies ou en absorbant de la matière.

Le responsable de cette équipe, Giovanni Cresci (Osservatorio Astrofisico di Arcetri), déclare : « les nouveaux résultats obtenus avec le VLT sont les premières preuves directes que l'absorption de gaz originel a effectivement lieu et est suffisante pour alimenter une vigoureuse formation stellaire et la croissance des galaxies massives dans l'Univers jeune. » Cette découverte va avoir un impact majeur sur notre compréhension de l'évolution de l'Univers, du Big Bang à nos jours. Les théories sur la formation et l'évolution des galaxies vont devoir être réécrites.

Ces astronomes ont commencé par sélectionner trois galaxies très lointaines afin de voir s'ils pouvaient trouver des preuves du flux de gaz originel provenant de l'espace environnant et de la formation de nouvelles étoiles associée. Ils ont pris de grandes précautions pour s'assurer que les galaxies de leur échantillon n'avaient pas été perturbées par des interactions avec d'autres galaxies. Les galaxies sélectionnées sont très régulières, avec un disque en rotation parfaite, semblables à la Voie Lactée et observables deux milliards d'années après le Big Bang (à un "redshift" autour de trois).

Dans les galaxies de l'Univers actuel, les éléments les plus lourds [1] sont plus abondants à proximité du centre. Mais, quand Giovanni Cresci et son équipe ont cartographié leur sélection de galaxies lointaines avec le spectrographe SINFONI installé sur le VLT [2], ils ont été très enthousiastes en voyant que dans les trois cas il y avait une partie de la galaxie, proche du centre, contenant moins d'éléments lourds, mais hébergeant une vigoureuse formation d'étoiles, suggérant que la matière alimentant cette formation stellaire provenait du gaz originel environnant, contenant peu d'éléments lourds. Cette découverte est un indice flagrant apportant la meilleure preuve à ce jour que les jeunes galaxies absorbent du gaz primitif et l'utilisent pour former de nouvelles générations d'étoiles.

Giovanni Cresci conclut : « Cette étude a seulement été possible grâce à la remarquable performance de l'instrument SINFONI sur le VLT. Elle a ouvert une nouvelle fenêtre pour l'étude des propriétés chimiques des galaxies très lointaines. SINFONI ne fournit pas seulement des informations en deux dimensions spatiales, mais aussi dans une troisième dimension spectrale qui nous permet de voir les mouvements à l'intérieur des galaxies et d'étudier la composition chimique du gaz interstellaire. »

Notes

[1] Le gaz qui rempli l'Univers jeune n'était pratiquement que de l'hydrogène et de l'hélium. Les premières générations d'étoiles ont transformé cette matière primitive pour créer, par fusion nucléaire, les éléments plus lourds tels que l'oxygène, l'azote et le carbone. Quand cette matière est ensuite restituée dans l'espace par des vents de particules intenses provenant de jeunes étoiles massives et d'explosions de supernovae, la quantité d'éléments lourds dans la galaxie augmente peu à peu. Par « éléments lourds », les astronomes font référence aux éléments autres que l'hydrogène et l'hélium.

[2] En décomposant précautionneusement en ses différentes couleurs la faible lumière provenant des galaxies avec de puissants télescopes et spectrographes, les astronomes peuvent identifier l'empreinte digitale d'éléments chimiques dans des galaxies lointaines et mesurer la quantité d'éléments lourds présents. Avec l'instrument SINFONI sur le VLT, les astronomes peuvent faire encore mieux et obtenir un spectre séparé pour chaque partie d'un objet.  Ils peuvent ainsi faire une carte qui montre la quantité d'éléments lourds présents dans les différentes parties d'une galaxie et aussi déterminer à quel endroit  dans une galaxie la formation d'étoiles est la plus vigoureuse.

Plus d'informations

Cette recherche est présentée dans l'article "Gas accretion in distant galaxies as the origin of chemical abundance gradients" by Cresci et al., publié dans le revue Nature du 14 octobre 2010.

L'équipe est composée de G. Cresci (Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italie), F. Mannucci (Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italie), R. Maiolino (INAF, Osservatorio Astronomico di Roma, Italie), A. Marconi (Universitá di Firenze, Italie), A. Gnerucci (Universitá di Firenze, Italie) et L. Magrini (Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italie).

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1040/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En Janvier dernier, des astronomes ont pensé qu'ils avaient été témoin d'une fraîche collision entre deux astéroïdes quand des images du télescope spatial Hubble ont révélé un objet bizarre en forme de X au devant d'une traînée cométaire de matériel.

Après utilisation d'Hubble pour suivre l'étrange corps pendant cinq mois, les astronomes ont été surpris de constater qu'ils avaient manqué d'un an le démolisseur suspecté.

"Nous avons pensé que cet événement venait de se produire," explique l'astronome David Jewitt, de l'Université de Californie à Los Angeles et chef de file des observations de Hubble. "Nous nous attendions à ce que la zone de débris s'étende de façon spectaculaire, comme le vol d'éclats d'une grenade à main. Aussi, nous nous sommes précipités pour demander du temps de Hubble pour observer les conséquences. Mais ce qui s'est produit était tout à fait à l'opposé. Nous avons constaté que l'objet s'étend très très lentement et qu'il a commencé non pas une semaine mais presque une année avant nos observations de Janvier."

Crédit : NASA, ESA, and D. Jewitt (UCLA)

D'après son calcul, la rencontre s'est produite en Février ou Mars 2009. Pourtant, Jewitt est enthousiasmé par les observations de Hubble parce que ce sont les premiers clichés d'une collision suspectée d'astéroïdes. Les résultats de Jewitt paraissent dans l'édition de 14 Octobre de la revue scientifique Nature.

L'objet particulier, baptisé P/2010 A2, a été trouvé croisant autour de la ceinture d'astéroïdes, un réservoir de millions de corps rocheux entre les orbites de Mars et de Jupiter. Les rencontres entre astéroïdes sont supposées être communes, et destructives. En fait, Jewitt estime que des astéroïdes de taille modeste s'écrasent les uns contre les autres à peu près une fois par an. Quand les objets se heurtent, ils injectent de la poussière dans l'espace interplanétaire. Mais jusqu'à présent, les astronomes se sont appuyés sur des modèles pour faire des prévisions sur la fréquence de ces collisions et la quantité de poussières produite.

"Ces observations sont importantes parce que nous devons savoir d'où provient la poussière dans le Système solaire, et quelle quantité d'elle vient des astéroïdes entrant en collision par opposition aux 'dégazage' de comètes," explique Jewitt. "Nous pouvons également appliquer cette connaissance aux disques poussiéreux de débris autour d'autres étoiles, parce que ceux-ci sont considérés comme produits par des collisions entre les corps invisibles dans les disques. Savoir comment la poussière a été produite donnera des indices à propos de ces corps invisibles."

Les images de Hubble, prises de Janvier à Mai 2010 avec l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3), révèlent un objet ponctuel d'environ 120 mètres de large, avec une longue queue de poussières flottant derrière un motif en X jamais vu auparavant. Les observations montrent également que l'objet a conservé sa forme de X même pendant que le champ de débris augmentait lentement. Les dimensions des particules dans la queue sont estimées varier de 1 millimètre à 2,5 centimètres de diamètre. P/2010 A2 était à 165 millions de kilomètres de la Terre quand Hubble l'a observé la première fois en Janvier 2010.

L'objet d'environ 120 mètres de large dans l'image de Hubble est le vestige d'un corps parent légèrement plus grand. Les astronomes pensent qu'une plus petite roche, peut-être de 3 à 5 mètres de large, s'est abattu sur la plus grande. La paire est probablement entrée en collision à grande vitesse, environ 118.000 kilomètres à l'heure, qui a détruit et vaporisé le petit astéroïde et arraché le matériel du plus grand. Jewitt estime que la violente rencontre était aussi puissante que la détonation d'une petite bombe atomique.

La pression de radiation du Soleil a alors balayé les débris derrière le reste de l'astéroïde, formant une queue en forme de comète. La queue contient assez de poussières pour faire une boule de 20 mètres de large, la majeure partie soufflée hors du corps plus grand par l'explosion causée par l'impact.

Les deux astéroïdes n'étaient probablement pas étrangers aux collisions. Ils étaient eux-mêmes probablement les reliques d'impacts entre de plus grands astéroïdes qui se sont produits il y a des dizaines ou des centaines de millions d'années. Ce concassage par collision de grandes tailles jusqu'aux petites est vraisemblablement l'un des principaux processus par lesquels les astéroïdes sont détruits.

Les astronomes n'ont pas une bonne explication pour la forme en X. Les filaments entrecroisés à la tête de la queue pourraient suggérer que les astéroïdes se heurtants n'étaient pas été parfaitement symétriques. Le matériel éjecté de l'impact, par conséquent, n'a pas fait un motif symétrique, un peu comme les éclaboussures irrégulières faites en jetant une brique en lac. Les plus grandes particules dans le X se dispersent très lentement et donnent à cette structure sa longévité.

Bien que les images de Hubble donnent des preuves convaincantes pour une collision d'astéroïdes, Jewitt dit qu'il n'a toujours pas assez d'informations pour exclure toutes les autres idées. Dans une des hypothèses, la rotation d'un petit astéroïde s'accélere sous l'effet des radiations solaires et lui fait perdre de sa masse, formant la queue de comète.

La capture d'astéroïdes se heurtants est difficile, indique Jewitt, parce que les gros impacts sont rares tandis que les petits, tels que celui qui a produit P/2010 A2, sont excessivement faibles. Les deux astéroïdes dont les restes forment P/2010 A2 étaient inconnus avant la démolition parce qu'ils étaient trop faibles pour être remarqués. La collision elle-même était inobservable parce qu'elle s'est produite quand les astéroïdes étaient dans la même direction que le Soleil. Environ 10 ou 11 mois plus tard, en Janvier 2010, le programme d'étude du sky LINEAR (Lincoln Near-Earth Research) a repéré la queue cométaire produite par la collision. Mais seul Hubble a résolu le motif en X, offrant la preuve sans équivoque que quelque chose de plus qu'étrange qu'un dégazage de comète avait eu lieu.

Jewitt est convaincu que les futurs télescopes trouveront de nombreuses rencontres d'astéroïdes. Le LSST (Large Synoptic Survey Telescope) devrait repérer des douzaines de collisions d'astéroïdes peu de temps après qu'elles se produisent, note Jewitt. Le LSST est un observatoire d'étude de large champ qui balayera le ciel hebdomadairement pour des événements passagers tels que des supernovae et des astéroïdes géocroiseurs.

Les astronomes prévoient d'utiliser Hubble à nouveau en 2011 pour regarder le reste de l'astéroïde. Jewitt et ses collègues espèrent voir à quelle distance la poussière a été balayée vers l'arrière par le rayonnement du Soleil et comment la mystérieuse structure en forme de X a évolué.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/34/

Newly Disrupted Main Belt Asteroid P/2010 A2

A collision in 2009 as the origin of the debris trail of asteroid P/2010

Nouvelles du Ciel : La collision suspectée d'astéroïdes laisse un étrange motif en X de débris à la traîne [02/02/2010]

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C'est une découverte qui va aider à faire la lumière sur le phénomène difficile à étudier que sont les éruptions solaires. En analysant 11 ans de données obtenues par le satellite SOHO (ESA/NASA), des chercheurs du Laboratoire de Physique et Chimie de l'Environnement et de l'Espace d'Orléans (LPC2E, CNRS-INSU, Université d'Orléans, Observatoire des Sciences de l'Univers Centre-INSU), en collaboration avec des équipes suisse et belge [1], sont en effet parvenus à isoler et à quantifier pour la première fois le très faible signal d'éruptions de différentes amplitudes au sein de l'irradiance solaire, c'est à dire le flux de lumière reçu à toute les longueurs d'onde par la Terre. A la clé, un résultat inattendu : leur énergie globale serait bien supérieure à ce qui était envisagé jusqu'alors.

« Ces éruptions sont des explosions d'énergie se manifestant dans l'atmosphère du Soleil », rappelle Matthieu Kretzschmar, chercheur au LPC2E et premier auteur de cette étude. « Lorsque localement le champ magnétique solaire est instable, il peut se reconfigurer rapidement, dégageant une énergie importante et accélérant les particules de l'atmosphère solaire. Celles-ci peuvent entrer en collision avec le reste du plasma, le chauffer, et augmenter fortement ainsi la quantité de lumière émise ». Au moins 20 000 éruptions seraient ainsi apparues lors du dernier cycle solaire. Problème : parmi elles, seules 4 d'ampleur très importante ont pu être isolées dans l'irradiance solaire totale. « Nous parvenons bien à observer ces éruptions dans le domaine ultra-violet lointain et les rayons X, car, à ces longueurs d'onde, le contraste  entre la lumière émise lors de l'éruption et celle émise par le Soleil calme est fort », explique le chercheur. « L'énergie émise ensemble par toutes les longueurs d'onde ainsi que celle émise dans le domaine visible sont au contraire cachées par les fluctuations naturelles de l'irradiance solaire. Tout se passe comme si nous devions repérer des vagues de 1m -causées par les éruptions- au milieu d'une mer agitée par des vagues de 70m -causées par les fluctuations naturelles- ».

Pour résoudre ce problème, les chercheurs ont tenté d'amplifier ces « vagues d'un mètre », afin de les rendre plus identifiables, et ce grâce à une analyse en « époques superposées ». « L'idée est de superposer temporellement les fluctuations de l'irradiance solaire totale de plusieurs éruptions distinctes », détaille Matthieu Kretzschmar. « Les fluctuations naturelles de l'irradiance tendent à s'annuler, tandis que celles dues aux éruptions s'additionnent et s'amplifient ». Les scientifiques ont ainsi obtenu un résultat surprenant : l'énergie totale émise par les éruptions est environ 100 fois supérieure à l'énergie émise dans le domaine des rayons X uniquement, révélant une contribution majeure de l'énergie émise dans le domaine visible et proche ultra-violet.

En permettant une quantification plus précise de l'énergie réellement émise par ces éruptions solaires, ces résultats, obtenus dans le cadre du projet européen SOTERIA, vont permettre d'améliorer les modèles théoriques actuels d'éruption. Ils permettront aussi d'évaluer le rôle de ces évènements dans la variation de l'irradiance solaire reçue par notre planète.

Note :

[1] Font partie de cette équipe :

- Matthieu Kretzschmar, Thierry Dudok deWit, Laboratoire de Physique et Chimie de l'Environnement et de l'Espace d'Orléans (LPC2E, CNRS-INSU, Université d'Orléans, OSUC-INSU) ;

- Werner Schmutz, Observatorium Davos andWorld Radiation Center, Suisse ;

- Sabri Mekaoui, Steven Dewitte, Royal Meteorological Institute of Belgium, Ringlaan, Belgique ;

- Jean-François Hochedez, Royal Observatory of Belgium.

Référence :

« The effect of flares on total solar irradiance », M. Kretzschmar, T. Dudok de Wit, W. Schmudtz, S. Mekaoui, J.F. Hochedez, S. Dewitte. Nature Physics, 6 , 690-692, 2010.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/le-soleil/les-eruptions-solaires-ont-ete-detectees-dans-la-lumiere-totale-emise-par-notre-et

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le télescope spatial Hubble a capturé des images du grand astéroïde Vesta qui aideront les scientifiques à fignoler les plans pour le rendez-vous du vaisseau spatial Dawn avec Vesta en Juillet 2011.

Crédit : NASA, ESA, and J.-Y. Li (University of Maryland, College Park), and L. McFadden (NASA GSFC)

Les scientifiques ont élaboré une vidéo à partir des images qui aidera à améliorer les instructions de pointage pour Dawn lorsqu'il sera placé sur une orbite polaire autour de Vesta. Les analyses des images de Hubble ont révélé une orientation du pôle, ou inclinaison, d'approximativement quatre degrés de plus vers l'est de l'astéroïde que les scientifiques pensaient auparavant.

Ceci signifie que le changement de saisons entre les hémisphères nord et sud de Vesta peut intervenir environ un mois plus tard que précédemment prévu tandis que Dawn est en orbite autour de l'astéroïde. Le résultat est un changement du modèle de la lumière du Soleil prévu pour illuminer l'astéroïde. Dawn a besoin de l'éclairage solaire pour l'imagerie et quelques activités de cartographie.

"Bien que Vesta soit l'astéroïde le plus lumineux dans le ciel, sa petite taille le rend difficile à imager depuis la Terre," commente Jian-Yang Li, un scientifique participant à la mission Dawn de l'Université du Maryland à College Park. "Les nouvelles images de Hubble donnent aux scientifiques de Dawn une meilleure notion de la façon dont Vesta tourne parce que nos nouvelles vues diffèrent de 90 degrés de nos images précédentes. C'est comme avoir un point de vue au niveau de la rue et d'ajouter un point de vue aérien."

Les récentes images ont été obtenues par l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3) d'Hubble en Février. Les images ont complété les précédentes de Vesta prises des télescopes au sol et de l'instrument WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera) d'Hubble entre 1983 et 2007. Li et ses collègues ont regardé 216 nouvelles images - et un total de 446 images de Hubble en tout - pour clarifier comment Vesta tournait. Le journal Icarus a récemment publié en ligne le rapport.

"Les nouveaux résultats nous donnent matière à réflexion pendant que nous faisons notre trajet vers Vesta," note Christopher Russell, investigateur principal de Dawn à l'Université de Californie, Los Angeles. "Parce que notre but est de prendre des photos de la surface entière et de mesurer l'altitude des dispositifs au-dessus de la majeure partie de la surface à une précision d'environ 10 mètres, ou la taille d'un bâtiment de trois étages, nous devons porter une grande attention à l'illumination solaire. Il semble que Vesta va avoir un printemps tardif au nord l'année prochaine, ou au moins plus tard que nous l'avions prévu."

Lancée en Septembre 2007, Dawn quittera Vesta pour rencontrer la planète naine Cérès en 2015. Vesta et Cérès sont les objets les plus massifs de la ceinture principale d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Les scientifiques étudient ces corps célestes comme des exemples des blocs constitutifs des planètes telluriques comme la Terre. Dawn est approximativement à 215 millions de kilomètres de Vesta. L'été prochain, le vaisseau spatial fera ses propres mesures de rotation de la surface de Vesta et permettra aux directeurs de la mission d'identifier son axe de rotation.

"Vesta a été découvert il y a juste un peu plus de 200 ans, et nous sommes heureux maintenant d'être au seuil de l'explorer depuis l'orbite," commente Bob Mase, chef de projet de Dawn au JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA à Pasadena, Californie. "Nous avons planifié cette mission pour satisfaire notre connaissance imprécise de Vesta. La nôtre est un voyage de découverte et, avec notre capacité à s'adapter, nous attendons avec intérêt de rassembler d'excellentes données scientifiques à notre cible."

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/33/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Il y a peu d'endroits sur Mars plus bas que celui-ci. Du côté gauche de cette image, le plancher de Melas Chasma descend à neuf kilomètres au-dessous des plaines environnantes. Les nouvelles images de Mars Express de l'ESA soulignent l'histoire complexe de cet énorme canyon martien.

Melas Chasma fait partie de l'énorme vallée du rift de Valles Marineris, qui s'étend sur plus de 4.000 kilomètres à travers la surface de Mars. Cette image couvre 200 x 100 kilomètres et couvre une aire d'approximativement 20.000 kilomètres carrés, ce qui est à peu près la taille de la Slovénie. Autour de Melas Chasma, il existe d'abondantes preuves d'eau ayant coulé à travers Mars dans le passé. Tout comme d'anciens canaux découpés par l'eau, il y a des dépôts de couleurs plus claires de composants de sulfate qui ont probablement été déposés dans un ancien lac.

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

L'image a été obtenue le 1er juillet 2006 en utilisant l'instrument HRSC (High-Resolution Stereo Camera) sur le vaisseau spatial Mars Express de l'ESA.

Les flancs de la vallée montrent des signes de multiples grands glissements de terrain qui ont créé de vastes deltas de matériel. Ces débris semblent rugueux et mélangés, contrastant avec la surface sous-jacente plus lisse visible plus loin dans le bassin. Les roches affichent des textures d'écoulement indiquant qu'ils ont été autrefois déposés par l'eau liquide, la glace d'eau ou la boue. Des levées de sédiments peuvent également être vu ici.

La carte d'élévation avec des codes couleurs montre les grandes variations d'altitude dans cette région. La différence du plancher, à gauche de l'image, avec le plateau du côté droit est de plus de 9 kilomètres. Mais par rapport à quoi mesurez-vous les élévations sur Mars ? Sur terre, nous utilisons le niveau de la mer. Pour Mars, les scientifiques planétaires ont dérivé une forme et une taille moyennes pour la planète d'après les observations des vaisseaux spatiaux. Ils appellent ceci «areoid» et emploient sa surface comme l'équivalent du niveau de la mer.

Dans le cas de Melas Chasma, les parties les plus profondes du canyon sont de 5 kilomètres au-dessous de l'areoid, tandis que le plateau environnant monte à des altitudes de 4 kilomètres au-dessus.

Sur le haut plateau au sommet de la falaise, quelques vallées anciennes ont été préservées. L'orientation de la plus grande est parallèle au bord de la falaise, ce qui peut indiquer que la vallée a suivi à l'origine une vieille ligne de faille. Les failles restantes sont probablement la raison principale de l'instabilité des flancs, qui se sont fréquemment effondrés formant des éboulements énormes.

http://www.esa.int/esaSC/SEM8PWSOREG_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Si vous pensez que le réchauffement global est mauvais, il y a 11 milliards d'années l'Univers entier a bien subi le réchauffement universel. La conséquence a été que les souffles féroces du rayonnement des trous noirs voraces ont stoppé la croissance de quelques petites galaxies pour une période de 500 millions d'années.

Les astronomes ont utilisé l'instrument COS (Cosmic Origins Spectrograph) du télescope spatial Hubble pour identifier un secteur, d'il y a 11,7 à 11,3 milliards d'années, quand l'Univers a consommé un brouillard d'hélium primitif. Ce gaz intergalactique surchauffé a été empêché de s'effondrer gravitationellement pour former de nouvelles générations d'étoiles dans quelques petites galaxies.

Les lignes d'absorption spectrales révélatrices de l'hélium ont été mesurées dans les ultraviolets d'un quasar - le cœur brillant d'une galaxie active. La balise du quasar brille à travers les nuages de gaz invisible s'interposant, comme un phare qui brille à travers le brouillard. Le faisceau permet une sonde au coeur des nuages de gaz disséminés entre les galaxies dans l'Univers primitif. L'Univers était un endroit exubérant à l'époque. Des galaxies géantes entraient fréquemment en collision. Ceci a engorgé les trous noirs supermassifs dans les coeurs des galaxies avec du gaz retombant. Les trous noirs ont furieusement converti un peu de cette masse en puissant rayonnement ultraviolet extrême qui a flambé hors des galaxies. Cela a chauffé l'hélium intergalactique de 18.000 degrés Fahrenheit à presque 40.000 degrés. Seulement après le refroidissement de l'hélium, des petites galaxies ont pu reprendre un assemblage normal.

Crédit : NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/31/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Quatre nouvelles comètes découvertes ou observées sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 ou C2) ou par les satellites STEREO-A (STEREO-SECCHI COR2-A) et STEREO-B (STEREO-SECCHI COR2-B) ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2010-R108.

La comète C/2010 G5 appartient au groupe de Meyer. Les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2010 G4 (SOHO) détectée par Hua Su

C/2010 G5 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 G6 (SOHO) détectée par Michal Kusiak et Masanori Uchina

C/2010 H6 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10RA8.html (MPEC 2010-R108)

Les éléments orbitaux pour C/2010 B12, détectée par Masanori Uchina, corrigent également ceux mentionnés sur la circulaire MPEC 2010-R77. Les éléments orbitaux pour C/2010 C7, également détectée par M. Uchina, mettant à jour ceux sur la MPEC 2010-R84, sont fondés sur l'hypothèse que cette comète est physiquement liée à C/2010 C8, probabilité qui a été précisée par Rainer Kracht.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10RB2.html (MPEC 2010-R112)

Huit nouvelles comètes découvertes ou observées sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2010-T37 et MPEC 2010-T38.

La comète C/2001 A5 semble appartenir au groupe de Meyer. Les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2000 P4 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2000 P5 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2000 S8 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2000 S9 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10T37.html (MPEC 2010-T37)

C/2001 A5 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2001 O3 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2001 R10 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2008 P7 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10T38.html (MPEC 2010-T38)

Vingt-deux nouvelles comètes découvertes ou observées sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographes C2 et C3) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2010-T47, MPEC 2010-T48, MPEC 2010-T49 et MPEC 2010-T50.

Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2010 H7 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 H8 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 H9 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 H10 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 H11 (SOHO) détectée par Bo Zhou

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10T47.html (MPEC 2010-T47)

C/2010 J6 (SOHO) détectée par Zhijian Xu

C/2010 J7 (SOHO) détectée par Arkadiusz Kubczak

C/2010 J8 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 J9 (SOHO) détectée par Rainer Kracht

C/2010 J10 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 J11 (SOHO) détectée par Rafal Reszelewski

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10T48.html (MPEC 2010-T48)

C/2010 J12 (SOHO) détectée par Keith Nakonechny

C/2010 J13 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 J14 (SOHO) détectée par Bo Zhou

C/2010 J15 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 J16 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10T49.html (MPEC 2010-T49)

C/2010 K3 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 K4 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 K5 (SOHO) détectée par Jiangao Ruan

C/2010 K6 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 K7 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 K8 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10T50.html (MPEC 2010-T50)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image infrarouge, prise avec le télescope VISTA de l'ESO dédié aux grands sondages du ciel, révèle un paysage extraordinaire de filaments de gaz lumineux, de nuages sombres et de jeunes étoiles dans la constellation de la Licorne (en latin Monoceros). Cette région de formation d'étoiles, connue sous le nom de Monoceros R2, est enfouie dans un gigantesque nuage sombre. Elle est pratiquement entièrement voilée par de la poussière interstellaire quand on la regarde en lumière visible, mais elle est spectaculaire dans l'infrarouge.

Une nurserie d'étoiles active se cache dans un nuage massif et sombre, riche en molécules et en poussière, dans la constellation de la Licorne. Bien que dans le ciel elle semble proche de la plus familière nébuleuse d'Orion, elle se trouve en fait deux fois plus loin de la Terre, à une distance de 2 700 années-lumière. En lumière visible, un groupe d'étoiles massives et chaudes crée une belle collection de nébuleuses par réflexion où la lumière bleutée des étoiles est diffusée par certaines parties des couches extérieures, brumeuses et sombres du nuage moléculaire. Toutefois, la plupart des nouvelles étoiles massives restent cachées, car l'épaisse poussière interstellaire absorbe fortement leurs lumières visible et ultraviolette.

Crédit : ESO/J. Emerson/VISTA. Acknowledgment: Cambridge Astronomical Survey Unit

Sur cette splendide image infrarouge prise depuis l'Observatoire Paranal de l'ESO, dans le nord du Chili, le télescope VISTA qui observe en visible et infrarouge pour les grands sondages astronomiques (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy - VISTA [1], eso0949) pénètre le rideau opaque de poussière cosmique et dévoile de manière très détaillée les plis, les boucles et les filaments sculptés dans la poussiéreuse matière interstellaire par d'intenses vents de particules et les radiations émises par les jeunes étoiles chaudes.

« Quand j'ai vu pour la première fois cette image, j'ai juste dit « waouh ». J'étais stupéfait de voir tous les filaments de poussière aussi clairement autour de l'amas Monoceros R2, tout comme les jets provenant de jeunes objets stellaires profondément enfouis. Il y a véritablement une grande profusion de détails passionnants dévoilés sur ces images de VISTA, » déclare Jim Emerson, de la Queen Mary University of London et responsable du consortium VISTA.

 Avec son très grand champ, son large miroir et sa caméra très sensible, VISTA est idéal pour obtenir des images infrarouges profondes de grande qualité couvrant de grandes zones du ciel, telle que la région de Monoceros R2. A cette distance, la largeur du champ de VISTA correspond à 80 années-lumière. Puisque la poussière est en grande partie transparente dans les longueurs d'onde infrarouge, de nombreuses jeunes étoiles invisibles en lumière visible apparaissent. Parmi ces étoiles, l'âge des plus massives n'atteint pas les dix millions d'années.

Cette nouvelle image a été réalisée à partir de clichés pris dans trois parties du spectre de la lumière dans l'infrarouge proche. Dans les nuages moléculaires comme Monoceros R2, les basses températures et les densités relativement hautes permettent la formation de molécules comme l'hydrogène qui, sous certaines conditions, émettent fortement dans le proche infrarouge. De nombreuses structures qui apparaissent en rose et rouge sur cette image de VISTA correspondent probablement au rayonnement de l'hydrogène moléculaire se trouvant dans les éjections des jeunes étoiles.

Monoceros R2 a un cœur dense, étendu sur à peine deux années-lumière et bondé de jeunes étoiles très massives et contenant également un amas de sources infrarouges qui correspond typiquement à de toutes nouvelles étoiles massives encore entourées de leur disque de poussière. Cette région se trouve au centre de l'image, où un examen attentif montre une plus grande concentration d'étoiles et où les structures rougeâtres proéminentes indiquent probablement l'émission d'hydrogène moléculaire.

L'extrémité droite des nuages brillants du centre de l'image correspond à NGC 2170, la nébuleuse par réflexion la plus brillante de la région. En lumière visible, cette nébuleuse apparaît aussi brillante que de lumineuses iles bleues au cœur d'un sombre océan, alors qu'en infrarouge l'intérieur de très actives fabriques stellaires est dévoilé, révélant des centaines d'étoiles massives en train de naître. NGC 2170 est à peine visible avec un petit télescope. Elle fut découverte par William Herschell depuis l'Angleterre en 1784.

Les étoiles se forment au cours d'un processus qui dure normalement quelques millions d'années et qui se déroule à l'intérieur de grands nuages de gaz et de poussière interstellaires s'étendant sur des centaines d'années-lumière. La poussière interstellaire étant opaque en lumière visible, les observations dans l'infrarouge et en radio sont essentielles pour les premières phases de l'évolution des étoiles. En cartographiant systématiquement le ciel austral, VISTA va recueillir quelques 300 gigabytes de données par nuit, fournissant une quantité colossale d'informations sur ces régions qui seront étudiées de manière plus approfondie par le VLT, ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) et, dans le  futur, par l'E-ELT, le télescope géant européen (European Extremely Large Telescope).

Notes

[1]  Avec son miroir primaire de 4,1 mètres, VISTA est le plus grand télescope au monde dédié aux grands relevés du ciel. Il est équipé d'une caméra infrarouge de 67 millions de pixels, la plus grande caméra infrarouge jamais installée sur un télescope. VISTA a commencé son activité début 2010. Il est installé sur le pic voisin du Cerro Paranal qui héberge le VLT de l'ESO, au nord du Chili. Il bénéficie donc des mêmes conditions exceptionnelles d'observation. Du fait de la remarquable qualité du ciel dans cette zone du désert d'Atacama, un des sites les plus secs sur Terre, le Cerro Armazones, situé à seulement 20 km du Cerro Paranal, a été récemment sélectionné pour être le site du futur E-ELT.

Liens

Le télescope VISTA

Source : ESO http:/ /www.eso.org/public/france/news/eso1039/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rob McNaught a découvert le 04 Octobre 2010 un objet diffus sur les images CCD obtenues avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, Brian Marsden a identifié l'objet dans l'astrométrie du Siding Spring Survey du 11 Septembre, et P. Camilleri, L. Buzzi, P. Concari, S. Foglia, G. Galli, M. Tombelli, G. Sostero, E. Guido, L. Donato, et V. Gonano (Tzec Maun Observatory, Moorook) et H. Sato et R. Ligustri (RAS Observatory, Moorook) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 T1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 24 Novembre 2010 à une distance d'environ 3,1 UA du Soleil, et une période d'environ 10,2 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10T27.html (MPEC 2010-T27)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 29 Octobre 2010 à une distance d'environ 3,2 UA du Soleil, et une période d'environ 10,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10U35.html (MPEC 2010-U35)

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=PK10T010

Avec la découverte de P/2010 T1, Rob McNaught compte désormais 57 comètes à son actif.

Les Grands Chasseurs de Comètes 

Maik Meyer (Limburg, Allemagne) a identifié la comète P/2010 T1 (McNaught) dans des données NEAT du 23 Octobre 2001 et du 18 Décembre 2001, et sur un cliché DSS du 05 Octobre 1980.

http://www.ast.cam.ac.uk/~jds/coms10.htm#10T1

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2010 T1 (McNaught) a reçu la dénomination définitive de 254P/McNaught en tant que 254ème comète périodique numérotée.

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=0254P

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Lorsque deux galaxies entrent en collision nous assistons à de très nombreuses formations d'étoiles. Jusqu'à présent les simulations numériques tendaient à montrer que ces formations devaient avoir lieu systématiquement au centre de ces galaxies en collisions, ce qui est contraire aux observations. Des chercheurs du laboratoire « Astrophysique, Instrumentation et Modélisation » (AIM : CEA-Irfu, CNRS-INSU, Université Paris-Diderot) viennent de développer une simulation numérique à haute résolution pour reproduire le phénomène de collisions et de formation stellaire. Cette nouvelle simulation montre que le gaz s'effondre en de grands nuages moléculaires qui forment de très nombreuses étoiles. Ces nuages géants se répartissent sur tout le disque de la galaxie, entrainant des modifications de la morphologie de la galaxie, ce qui correspond aux observations.

Les galaxies, fabriques d'étoiles

Une galaxie spirale nous apparaît comme un vaste disque de quelques dizaines de kiloparsecs [1] de rayon, rempli de gaz et de plusieurs dizaines de milliards d'étoiles. Pendant que certaines étoiles vieilles "meurent", le gaz du milieu interstellaire forme sans cesse de nouvelles étoiles en son sein. En moyenne, chaque année, une masse de gaz équivalente à la masse du Soleil est transformée en jeunes étoiles.

Les observations nous apprennent que cette formation stellaire a lieu dans des cœurs denses (dimension ˜ 1 pc, densité>10⁵ atomes/cm³) de gaz H₂ moléculaire froid, eux-mêmes dispersés dans des nuages moléculaires géants (10-100 pc, 10²-10³ atomes/cm³). En dehors de ces énormes "grumeaux", le gaz du milieu interstellaire est bien plus diffus (10-100 atomes/cm³) et plus chaud.

Des flambées de formation stellaire enclenchées par la fusion de galaxies

Lorsque cette galaxie "paisible" interagit gravitationnellement avec une de ses sœurs, lors d'une collision ou d'une fusion de galaxies par exemple, le gaz qu'elles contiennent s'en trouve fortement perturbé. Ces perturbations donnent lieu à des instabilités au sein des disques de gaz, attisant ainsi la fabrication de nouvelles étoiles jusqu'à des taux pouvant atteindre 100 voire 1 000 masses solaires par an. On parle alors de flambée de formation stellaire. Il existe de nombreuses preuves observationnelles de ces flambées de formation d'étoiles dues à l'interaction entre galaxies. L'exemple le plus connu est certainement celui des Antennes, aussi connues sous le nom de NGC4038 et NGC4039, que l'on peut observer dans la constellation du Corbeau à 62 millions d'années-lumière. Cette paire de galaxies en train de fusionner. Les astronomes estiment entre 3 et 20 masses solaires par an le taux de formation d'étoiles actuel des galaxies des Antennes. Ces estimations sont rendues difficiles par la présence de poussière qui absorbent le rayonnement émis par les étoiles, obscurcissant ainsi notre vision des galaxies.

La simulation numérique pour expliquer ces brutales formations

Pour tenter de comprendre le phénomène de flambée de formation d'étoiles, la simulation numérique est un outil précieux qui permet de modéliser, à l'aide de supercalculateurs, les différents phénomènes physiques qui interviennent lors de ces collisions. Depuis des années, de nombreuses équipes ont réalisé de telles simulations, sans toutefois parvenir à faire le lien entre les différentes échelles. En effet, l'idéal serait de modéliser dans une même simulation, toutes les échelles entre l'échelle galactique (100 kpc) et l'échelle à laquelle se forment les étoiles (quelques UA [2]), soit 11 ordre de grandeurs en échelle spatiale. Pour l'heure, la puissance des supercalculateurs ne le permet pas. C'est pourquoi, jusqu'à présent, les modèles numériques de simulations de collision de galaxies ne prenaient en compte que la phase chaude du milieu interstellaire, sans pouvoir résoudre les nuages moléculaires froids qu'il abrite, car leur résolution maximale était de l'ordre de 100 parsecs. Désormais, la puissance de calcul de notre disposition nous permet d'aller plus loin et d'atteindre des résolutions de l'ordre de quelques parsecs, ce qui nous autorise à résoudre la formation des nuages moléculaires géants, en prenant en compte la phase froide du milieu interstellaire. Dans ces calculs, on mime généralement la formation de nouvelles étoiles en utilisant une recette de type "plus il y a de gaz, plus on crée d'étoiles".

Le scénario standard permettant d'expliquer ces flambées de formation stellaire est le suivant : lors de l'interaction gravitationnelle entre deux galaxies, les forces de marée perturbent le gaz du milieu interstellaire qui va s'amasser dans des bras spiraux très forts ou bien être éjecté à grande vitesse sous forme de grandes queues de marée. Le long des bras spiraux, le gaz coule vers le centre de la galaxie, formant un noyau de gaz dense très massif, où la formation de nouvelles étoiles devient très intense. Mais ce scénario est mis à mal par des observations qui montrent que la flambée n'a pas systématiquement lieu au centre de la galaxie, mettant ainsi en évidence les limites de cette explication, ainsi que des simulations sur lesquelles elle repose.

Une nouvelle simulation à haute résolution...

En réalisant des simulations haute résolution d'une collision de galaxies qui reproduit le système des Antennes [3] dans lesquelles les chercheurs du laboratoire AIM ont aussi pris en compte la phase froide du milieu interstellaire (T > 300 K), et augmenté la résolution jusqu'à atteindre 12 parsecs,. Ils ont alors pu constater un certain décalage par rapport au précédent scénario. Des instabilités thermiques et gravitationnelles se produisent dans les disques de gaz lors de la collision. Partout, le gaz s'effondre en une myriade de nuages de gaz froid et dense, ces fameux nuages moléculaires géants, chacun développant une formation d'étoiles soutenue, ce qui mène à la formation de super-amas d'étoiles. Le gaz, au lieu de "tomber" complètement au centre de la galaxie, va en partie s'accumuler dans ces nuages dispersés dans tout le disque et la morphologie à grande échelle de la galaxie s'en trouve modifiée.

A gauche, distribution des étoiles jeunes dans la simulation numérique de la collision des galaxies des Antennes.

A droite, images des Antennes. © HST, NASA-ESA. AIM.

... qui explique parfaitement les observations

Pour la première fois dans une simulation de galaxies en interaction, ils ont pu mettre en évidence une répartition étendue et inhomogène de la flambée de formation stellaire. Elle n'est plus localisée uniquement au centre de la galaxie, mais aussi dans des amas d'étoiles dispersés dans tout le disque. Si l'on compare ces simulations aux images des Antennes telles qu'on les observe, la structure étendue et inhomogène de la répartition des étoiles jeunes est bien mieux reproduite par la simulation à haute résolution.

Ils ont pu comparé les lois de formation stellaire des galaxies simulées à celles observées dans un large échantillon de galaxies publié récemment, qui met en évidence cette bimodalité de formation d'étoiles dans les galaxies observées. Elles se rangent dans deux séquences distinctes : les galaxies disques, et les galaxies "flambée d'étoiles". Au cours de la simulation à haute résolution les astrophysiciens du laboratoire AIM ont mis en évidence un changement de séquence des galaxies simulées qui, avant le début de l'interaction se rangeaient dans la catégorie des disques, pour ensuite basculer dans la catégorie "flambée d'étoiles" lors de la collision. Ces résultats, en accord avec les observations, suggèrent que ce nouveau scénario alternatif de flambée de formation stellaire serait plus réaliste que celui proposé auparavant.

Aperçu de la collision à t = -150 millions d'années. La densité du gaz est représentée en vert,

les étoiles vieilles en rouge et les étoiles jeunes en bleu. © AIM.

La résolution de la formation des nuages moléculaires géants dans une simulation de collision de galaxies constitue une première étape. A l'avenir, on pourra envisager de résoudre la structure interne très turbulente de ces nuages moléculaires géants. Ces travaux ouvrent ainsi la voie à de futures études numériques qui, lorsque la puissance des supercalculateurs le permettra, modéliseront plus précisément la physique du gaz froid aux petites échelles, élément indispensable à une meilleure compréhension de ces flambées de formation stellaire induites par collision.

Notes :

[1] 1 kiloparsecs = 1 000 parsecs = 3 260 années-lumière

[2] 1 unité astronomique (UA) = distance Terre-Soleil = 150 millions de km

[3] Teyssier et al., The Driving Mechanism of Starbursts in Galaxy Mergers, The Astrophysical Journal Letters, 720, 2010. http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...720L.149T

Pour en savoir plus : 

Sur le site du Service d'Astrophysique, laboratoire AIM

Référence : 

"The Driving Mechanism of Starbursts in Galaxy Mergers". Teyssier et al., Astrophysical Journal Letters, 720, 2010. http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...720L.149T

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/extragalactique-et-univers/une-simulation-numerique-pour-expliquer-les-brutales-naissances-0

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Hubble examine la comète 103P/Hartley 2 en préparation pour le survol par DIXI/EPOXI

Les observations du télescope spatial Hubble de la comète 103P/Hartley 2, prises le 25 Septembre, aident dans la planification pour un survol le 04 Novembre de la comète par DIXI (Deep Impact eXtended Investigation) sur le vaisseau spatial EPOXI de la NASA.

Crédit : NASA, ESA, H. Weaver (The Johns Hopkins University/Applied Physics Lab)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/35/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

WISE capture des images clés de la destination de la mission cométaire

Wide-field Infrared Survey Explorer de la NASA, ou WISE, a capturé un aperçu de la comète que la mission EPOXI de l'agence visitera en Novembre. L'observation de WISE aidera l'équipe d'EPOXI d'établir une image à grande échelle de la comète, connue sous le nom de Hartley 2.

La vision infrarouge de WISE permettra au télescope d'obtenir une nouvelle estimation de la taille du noyau de la comète, ainsi qu'un coup d'oeil plus approfondi à la taille des particules de poussière qui l'entourent. Cette information, une fois combinée avec celles que EPOXI trouve lorsqu'elle se rapproche de Hartley 2, indiqueront comment la comète a changé au fil du temps.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/UCLA

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-324&cid=release_2010-324&msource=w20101005&tr=y&auid=7110981

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La deuxième sonde lunaire chinoise "Chang'e II" a été lancée vendredi à 18:59:57 (heure locale), par la fusée porteuse Longue Marche 3C depuis la tour de lancement N.2 du Centre de lancement de satellites de Xichang, dans la province du Sichuan (sud-ouest), amorçant la seconde phase du programme d'exploration lunaire en trois étapes de la Chine.

Crédit : Agence de presse Xinhua

"Chang'e II jette les fondations pour d'un alunissage en douceur à l'avenir et d'une exploration plus poussée de l'espace externe", a affirmé Wu Weiren, concepteur en chef du projet de satellites lunaires de la Chine.

La sonde Chang'e II, d'un poids de 2,48 tonnes, devrait mettre environ 112 heures, ou près de cinq jours, pour arriver en orbite lunaire, alors que Chang'e I, lancée en 2007, avait mis 12 jours.

La sonde Chang'e II, baptisée d'après une légendaire déesse lunaire chinoise, sera placée sur une orbite située à 100 kilomètres de la Lune, contre 200 kilomètres pour Chang'e I.

Chang'e II testera des technologies clés, recueillera des données pour les prochains atterrissages de Chang'e III et Chang'e IV, et offrira des photos en haute résolution de la zone d'atterrissage.

La résolution spatiale -- la distance entre deux points qu'un système d'imagerie peut distinguer -- de la nouvelle caméra transportée par Chang'e II sera d'environ 10 mètres, contre 120 mètres pour Chang'e I.

La Chine a lancé sa première sonde lunaire Chang'e I en octobre 2007, ce qui a représenté une étape importante dans la conquête spatiale du pays.

En 2003, le lancement réussi d'un satellite habité a fait de la Chine le troisième pays dans le monde à envoyer un homme dans l'espace, après la Russie et les Etats-Unis.

Deux autres missions spatiales habitées ont été menées par la suite. En 2008, un taïkonaute chinois a fait la première sortie dans l'espace de la Chine.

http://french.china.org.cn/china/txt/2010-10/01/content_21051412.htm

http://french.china.org.cn/china/txt/2010-10/01/content_21051621.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie