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C/2011 U3 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte le 24 Octobre 2011 par l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec 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, USA). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), T. Lister (via Haleakala-Faulkes Telescope North), D. Woodworth (Mauna Kea), S. Abe, J. K. Guo, N. Panwar, et W. P. Chen (Tenagra II Observatory), R. S. McMillan (LPL/Spacewatch II), M. Andreev, A. Sergeev, N. Parakhin, V. Kozlov, et N. Karpov (Terskol), P. Ruiz (ESA Optical Ground Station, Tenerife), et L. Buzzi (Schiaparelli Observatory) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 U3 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 02 Juin 2012 à une distance d'environ 1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11UA7.html (MPEC 2011-U107)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11U030

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20U3;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2011 UA134 (Spacewatch-PANSTARRS)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 24 Octobre 2011 par T. H. Bressi (Steward Observatory, Kitt Peak) dans le cadre du programme Spacewatch, et répertorié comme tel sous la dénomination de 2011 UA134, a été signalé comme comète par l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) le 25 Octobre 2011. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par S. Abe, J. K. Guo, N. Panwar, et W. P. Chen (Tenagra II Observatory), A. Draginda (Mauna Kea), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), M. Andreev, A. Sergeev, N. Parakhin, V. Kozlov, et N. Karpov (Terskol), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), et H. Sato (via RAS Observatory, Mayhill).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2011 UA134 (Spacewatch-PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 04 Decembre 2011 à une distance d'environ 2 UA du Soleil, et une période d'environ 12,9 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11UA8.html (MPEC 2011-U108)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 07 Décembre 2011 à une distance d'environ 2 UA du Soleil, et une période d'environ 13,2 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11W48.html (MPEC 2011-W48)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK11UD4A

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2011%20UA134;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

Cette image combine des données de quatre télescopes spatiaux différents pour créer une vue en multi-longueurs d'onde de tout ce qui reste du plus vieil exemple documenté d'une supernova, appelée RCW 86. Les Chinois ont été témoin de l'évènement en l'an 185, documentant une mystérieuse "invitée vedette" qui est restée dans le ciel pendant huit mois. Les images en rayons X de l'Observatoire de rayons X Chandra et de l'Observatoire XMM-Newton de l'Agence Spatiale Européenne sont combinées pour former les couleurs bleus et vertes dans l'image. Les rayons X montrent le gaz interstellaire qui a été réchauffé à des millions de degrés par le passage de l'onde de choc de la supernova.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/B. Williams (NCSU)

Les données infrarouges du télescope spatial Sptizer, de même que celles de WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) de la NASA sont montrées en jaune et rouge, et révèlent la poussière rayonnant à une température de plusieurs centaines de degrés au-dessous de zéro, chaude en comparaison à la poussière normale dans notre galaxie de la Voie lactée.

En étudiant des données de rayons X et infrarouges ensemble, les astronomes pouvaient déterminer que la cause de l'explosion témoignée il y a près de 2000 ans était une supernova de Type Ia, dans laquelle une naine blanche autrement stable, ou étoile morte, était poussée au-delà du bord de stabilité quand une étoile compagnon a déversé du matériel sur elle. De plus, les scientifiques ont utilisé les données pour résoudre un autre mystère entourant le reste - comment il est devenu si grand en un si court laps de temps. En soufflant un vent avant d'éclater, la naine blanche pouvait dégager une énorme "cavité", une région de très faible densité entourant le système. L'explosion dans cette cavité pouvait augmenter beaucoup plus rapidement qu'elle l'aurait fait autrement.

C'est la première fois que ce type de cavité a été vu autour d'un système de naine blanche avant l'explosion. Les scientifiques disent que les résultats peuvent avoir des implications significatives pour les théories de systèmes binaires de naines blanches et de supernovae de Type Ia.

RCW 86 est à approximativement 8.000 années-lumière. D'environ 85 années-lumière de diamètre, elle occupe une région du ciel dans la constellation australe du Compas (Circinus) qui est légèrement plus grande que la pleine Lune.

http://chandra.si.edu/photo/2011/rcw86/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rosetta de l'ESA a révélé que l'astéroïde Lutetia est un corps primitif, restant lorsque les planètes se sont formées dans notre Système Solaire. Les résultats du survol éphémère de Rosetta suggèrent également que ce mini-monde a essayé de se développer d'un coeur en métal.

Crédit : ESA 2011 MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA

Rosetta a survolé Lutetia le 10 Juillet 2010 à une vitesse de 54.000 km/h et une plus proche distance de 3.170 km. À l'époque, l'astéroïde de 130 km de long a été le plus important rencontré par un vaisseau spatial. Depuis lors, les scientifiques ont analysé les données prises durant la brève rencontre.

Tous les survols précédents sont allés devant des objets, lesquels étaient des fragments de corps autrefois plus grands. Toutefois, durant la rencontre, les scientifiques ont spéculé que Lutetia pouvait être un ancien et primitif «mini-monde».

Maintenant, ils en sont beaucoup plus certains. Les images de la caméra OSIRIS révèlent que des parties de la surface de Lutetia sont d'environ 3,6 milliards d'années. D'autres parties sont jeunes par rapport aux normes astronomiques, de 50-80 millions d'années.

Crédit : ESA 2011 MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA

Les astronomes estiment l'âge de planètes privés d'air, les lunes et les astéroïdes en comptant les cratères. Chaque dépression en forme de cuvette sur la surface est faite par un impact. Plus âgée est la surface, plus elle aura accumulé d'impacts. Certaines parties de Lutétia sont criblées de cratères, ce qui implique qu'il est très vieux.

D'autre part, les plus jeunes secteurs de Lutetia sont des éboulements, probablement déclenchés par les vibrations particulièrement secouantes d'impacts voisins. Les débris résultant de ces nombreux impacts se trouvent maintenant sur toute la surface sous forme d'une couche de 1 km d'épaisseur de roche pulvérisée.

Il y a aussi des rochers éparpillés sur la surface : certains sont de 300-400 m de diamètre, soit environ la moitié de la taille d'Ayers Rock, en Australie.

Certains impacts doivent avoir été si grands qu'ils ont rompu des pans entiers de Lutetia, le sculptant graduellement en l'épave cabossée que nous voyons aujourd'hui.

"Nous ne pensons pas que Lutetia soit né ressemblant à ceci", déclare Holger Sierks, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Lindau, en Allemagne. "Il était probablement rond lorsqu'il s'est formé."

Le spectromètre VIRTIS de Rosetta a révélé que la composition du Lutetia est remarquablement uniforme dans toutes les régions observées.

Crédit : ESA 2011 MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA

"Il est frappant de constater qu'un objet de cette taille peut porter des cicatrices d'événements si différents en âge à travers sa surface tout en ne montrant aucun signe de variation de composition de la surface», explique Fabrice Capaccioni, l'INAF, Rome, Italie.

Ce n'est que le début du mystère.

http://www.esa.int/esaCP/SEMG93HURTG_index_0.html

(21) Lutetia, un résidu des planétésimaux du Système solaire primitif

L'astéroïde (21) Lutetia est un objet ancien, vestige des planétésimaux primordiaux dont sont formées toutes les planètes du Système solaire. Sa surface très complexe a une composition particulière, sans doute un mélange de différents types de matériaux agrégés à la suite d'impacts. Ceci est la conclusion tirée par des chercheurs, parmi lesquels dix scientifiques de l'Observatoire de Paris, qui ont analysé les données acquises par la sonde Rosetta lors de son survol de l'astéroïde le 10 Juillet 2010. Les résultats scientifiques obtenus avec la caméra et le spectro-imageur infrarouge sont publiés dans deux articles de la revue Science du 28 octobre 2011.

La mission Rosetta de l'Agence Spatiale Européenne (ESA) a été lancée en 2004 pour un rendez-vous avec la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko en 2014. Au cours de son voyage vers la comète, la sonde a effectué trois survols de la Terre et un de Mars pour profiter de leur assistance gravitationnelle, et a survolé deux astéroïdes, (2867) Steins et (21) Lutetia. Rosetta a approché Lutetia le 10 Juillet 2010 à une distance de 3170 km avec une vitesse relative de 15 km/s. Les images obtenues par la caméra OSIRIS (Optical, Spectroscopic and Infrared Remote Imaging System) révèlent un objet d'environ 120x100 km à la géologie complexe et d'une densité très élevée pour un astéroïde. La forme irrégulière de Lutetia semble résulter d'une longue histoire collisionnelle : le bombardement par des astéroïdes plus petits a produit de nombreux cratères de plusieurs dizaines de kilomètres, jusqu'à 55 km. Néanmoins, certaines régions jeunes, très lisses, sont également présentes. La région du pôle Nord est ainsi couverte par une épaisse couche de régolite où se développent des glissements de terrain importants, sous l'effet de l'activité sismique liée aux impacts.

La présence à l'intérieur des cratères de gros rochers isolés indique un mécanisme d'impact complexe. Les images montrent des variations d'albédo notables et une grande variété de structures géologiques : puits, chaînes de cratères, crêtes, escarpements et larges plaines récentes. Sa géologie complexe, l'âge de la surface et la densité élevée suggèrent que Lutetia est probablement un vestige des planétésimaux qui ont formé les planètes du Système solaire il y a 4,5 milliards d'années.

Les spectres obtenus avec l'instrument VIRTIS (Visible, Infrared and Thermal Imaging Spectrometer) sur l'hémisphère nord ne montrent aucune absorption minéralogique, en particulier silicates ferreux ou minéraux hydratés. La température maximale mesurée est de 245 K ; la comparaison avec des modèles théoriques implique que la surface de l'astéroïde est recouverte d'un régolite épais, très isolant. Les spectres sont compatibles avec une composition similaire à celles de certaines météorites primordiales, chondrites carbonées ou chondrites à enstatite.

Cependant, après le survol de Rosetta la composition de Lutetia reste une énigme. La valeur intermédiaire de l'albédo et les propriétés spectrales observées depuis la Terre ou des télescopes orbitaux (Herschel et Spitzer) ont conduit à des discussions animées entre experts ces dernières années, les informations disponibles ne permettant pas de distinguer entre une composition carbonée (objet primitif) ou métallique (noyau d'un planétésimal différentié, puis pulvérisé). L'ensemble des données disponibles montre que Lutetia est différent de tous les astéroïdes observés jusqu'à présent depuis la Terre ou visités par des sondes spatiales.
Rosetta a bénéficié du soutien du CNES

Références

- The Surface Composition and Temperature of Asteroid 21 Lutetia as Observed by Rosetta/VIRTIS
Paris Observatory co-authors : Stéphane Erard, Marie-Antonietta Barucci, Dominique Bockelée-Morvan, Michel Combes, Jacques Crovisier, Pierre Drossart, Thérèse Encrenaz, Didier Tiphène

- Images of Asteroid 21 Lutetia: A Remnant Planetesimal from the Early Solar System
Paris Observatory co-authors : Marie-Antonietta Barucci, Sonia Fornasier, Cédric Leyrat

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/oct11/lutetia.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2010 TO20 (LINEAR-Grauer)

Une nouvelle comète a été découverte par A. D. Grauer (Mt. Lemmon Survey) sur des images CCD obtenues le 19 Octobre 2011 avec le télescope de 1,5-m du Mt. Lemmon. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par G. Sostero, I. Melville, A. Kasprzyk, N. Howes, E. Guido (via Siding Spring-Faulkes Telescope South), G. Sostero, N. Howes, E. Guido (via Haleakala-Faulkes Telescope North).

Tim Spahr (MPC) a réalisé que cet objet était identique à un objet découvert il y a un an, le 01 Octobre 2010, par le télescope de surveillance LINEAR et qui semblait être un troyen de Jupiter. Les observations de F. Piani, M. Ceschia, et E. Pettarin (Farra d'Isonzo) avaient confirmé l'objet.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2010 TO20 (LINEAR-Grauer) indiquent un passage au périhélie le 27 Août 2008 à une distance d'environ 5 UA du Soleil, et une période d'environ 13,2 ans.

L'époque d'osculation pour l'orbite est l'époque standard actuelle, plutôt que l'époque de 40 jours la plus proche du périhélie, qui est normale pour les comètes. Comme le cas récent de P/2011 (McNaught), P/2010 TO20 (LINEAR-Grauer) a fait une récente approche auprès de Jupiter (0,077 UA le 02 Novembre 2009). Pour les époques courantes, la date du périhélie se tient en 2008. Pour les époques en 2008, la date du périhélie se tient en 2012-2013.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11U41.html (MPEC 2011-U41)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 29 Août 2008 à une distance d'environ 5 UA du Soleil, et une période d'environ 13,2 ans..

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11UA0.html (MPEC 2011-U100)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2010%20TO20;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://remanzacco.blogspot.com/2011/10/new-comet-p2010-to20-linear-grauer.html

P/2011 U1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte le 23 Octobre 2011 par l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec 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, USA). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par T. H. Bressi (LPL/Spacewatch II), T. Lister (via Haleakala-Faulkes Telescope North), D. Woodworth (Mauna Kea), et par S. Abe, J. K. Guo, N. Panwar, W. P. Chen (Tenagra II Observatory).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2011 U1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 29 Juin 2012 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil, et une période d'environ 8,7 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11U84.html (MPEC 2011-U84)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 20 Juin 2012 à une distance d'environ 2,3 UA du Soleil, et une période d'environ 8,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11W48.html (MPEC 2011-W48)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK11U010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2011%20U1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2011 U1 (PANSTARRS) a reçu la dénomination définitive de 386P/PANSTARRS en tant que 386ème comète périodique numérotée.

C/2011 U2 (Bressi)

Terry H. Bressi (Steward Observatory, Kitt Peak) a découvert une nouvelle comète dans les images Spacewatch prises le 24 Octobre 2011 avec le télescope de 0.9-m f/3 de Kitt Peak. L'objet a été confirmé avec les images prises par lui-même et par R. S. McMillan (LPL/Spacewatch II) avec le télescope de 1.8-m f/2.7. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, l'objet a également été confirmée par M. Andreev, A. Sergeev, N. Parakhin, V. Kozlov, et N. Karpov (Terskol), D. Cirelli, E. Guido, N. Howes, et G. Sostero (via Haleakala-Faulkes Telescope North), K. Hills (via RAS Observatory, Moorook), et R. Ligustri (via RAS Observatory, Mayhill).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 U2 (Bressi) indiquent un passage au périhélie le 09 Octobre 2012 à une distance d'environ 2,5 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11U85.html (MPEC 2011-U85)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 02 Décembre 2011 à une distance d'environ 4,7 UA du Soleil, et une période d'environ 11,9 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15G03.html (MPEC 2015-G03)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11U020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20U2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les Grands Chasseurs de Comètes

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 nouvelle analyse des enquêtes de Hubble, incluant AEGIS (All-Wavelength Extended Groth Strip International Survey), COSMOS (Cosmological Evolution Survey), et GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey), combinée à des simulations d'interactions de galaxies, révèle que le taux de fusion de galaxies au cours des derniers 8-9 milliards d'années tombe entre les estimations précédentes.

Le taux de fusion de galaxies est l'une des mesures fondamentales d'évolution de galaxies, ce qui donne des indices sur la façon dont les galaxies s'entassent au fil du temps grâce aux rencontres avec d'autres galaxies. Et pourtant, un écart énorme existe sur combien de fois les galaxies ont fusionné dans le passé. Des mesures précédentes de galaxies dans les études de champ profond faites par le télescope spatial Hubble ont produit un large éventail de résultats : entre 5 à 25 pour cent des galaxies ont fusionné. Les résultats de cette nouvelle étude sont acceptés pour publication dans The Astrophysical Journal.

Crédit : NASA, ESA, J. Lotz (STScI), M. Davis (University of California, Berkeley), and A. Koekemoer (STScI)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/30/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une planète naine mesurée avec précision grâce à l'occultation d'une étoile de faible luminosité.

Pour la première fois, des astronomes sont parvenus à déterminer avec précision le diamètre de la lointaine planète naine Eris alors qu'elle passait devant une étoile de faible luminosité. Cet événement a été observé fin 2010 par des télescopes basés au Chili, parmi lesquels le télescope Belge TRAPPIST installé à l'Observatoire de La Silla de l'ESO. Les observations montrent qu'Eris est pratiquement la jumelle parfaite de Pluton en terme de taille. Eris se caractérise par une surface très réfléchissante, ce qui laisse supposer l'existence d'une fine couche de glace uniformément répartie à sa surface, probablement une atmosphère gelée. Les résultats seront publiés dans l'édition du 27 octobre 2011 de la revue Nature.

Impression d'artiste de la planète naine Eris - Crédit : ESO/L. Calçada 

En novembre 2010, la lointaine planète naine baptisée Eris est passée devant une étoile de faible luminosité, un événement appelé occultation. En raison de son éloignement de la Terre et de la petitesse de la taille de la planète naine, ces phénomènes d'occultation sont très rares et difficiles à observer. La prochaine occultation d'une étoile par Eris n'arrivera pas avant 2013. La survenue d'occultations constitue le meilleur et bien souvent l'unique moyen de déterminer avec précision la forme et la taille d'un corps distant du Système Solaire.

L'étude d'images prises par le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres installé à l'Observatoire de La Silla de l'ESO a permis d'identifier l'étoile candidate à l'occultation. Les observations ont été planifiées avec soin et menées par une équipe d'astronomes issus de nombreuses universités (Françaises, Belges, Espagnoles et Brésiliennes pour la plupart), en utilisant notamment le télescope TRAPPIST [1] (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope, eso1023), également basé à La Silla.

« Observer des occultations de corps minuscules situés au-delà de Neptune dans le Système Solaire requiert une grande précision et une planification très soignée. C'est le meilleur moyen de déterminer la taille d'Eris, à défaut de pouvoir aller directement sur place, » explique Bruno Sicardy, l'auteur principal.

Des tentatives d'observation de cette occultation ont été menées depuis 26 sites autour du globe, sur la trajectoire prévue de l'ombre de la planète naine, y compris à l'aide de télescopes amateurs. Seuls deux de ces sites ont toutefois été capables d'observer l'événement directement. Ces deux sites sont basés au Chili et sont équipés du télescope TRAPPIST pour le site de l'Observatoire de La Silla de l'ESO et de deux télescopes pour le site de San Pedro d'Atacama [2]. Chacun des trois télescopes a enregistré une diminution soudaine de luminosité de l'étoile lointaine occultée par Eris.

Les observations combinées des deux sites chiliens montrent qu'Eris a une forme presque sphérique. Les mesures effectuées ont permis de déterminer avec précision sa forme et sa taille, aux incertitudes topographiques près (présence de montagnes élevées par exemple). De telles structures sont toutefois peu probables sur un corps glacé de si grande taille.

Eris a été identifiée en 2005 comme un objet de grande dimension du Système Solaire externe. Sa découverte a constitué un des facteurs conduisant à la création d'une nouvelle classe d'objets baptisés planètes naines et à la reclassification de Pluton de planète en planète naine en 2006. En ce moment, Eris est trois fois plus éloignée du Soleil que Pluton.

Alors que de précédentes observations, basées sur d'autres méthodes, suggéraient qu'Eris était probablement 25% plus grande que Pluton avec un diamètre avoisinant les 3000 kilomètres, la présente étude indique que les deux objets sont de même taille.  Le diamètre d'Eris nouvellement mesuré avoisinerait les 2326 kilomètres, avec une incertitude de 12 kilomètres. De ce fait, sa taille est connue avec plus de précision que celle de son homologue, Pluton dont le diamètre est estimé entre 2300 et 2400 kilomètres. L'incertitude entourant le diamètre de Pluton résulte de la présence d'une atmosphère, qui rend les limites de sa surface impossibles à déterminer par la méthode directe des occultations. Le mouvement de Dysnomia[3], satellite d'Eris, a été utilisé pour estimer la masse d'Eris : elle est 27% plus élevée que celle de Pluton [4]. La valeur de sa masse, combinée à celle de son diamètre, fournit une estimation de la densité d'Eris: 2,53 grammes par cm³ [5].

« La valeur de cette densité suggère qu'Eris est probablement un vaste corps rocheux recouvert d'un fin manteau de glace, » commente Emmanuel Jehin, qui a contribué à l'étude [6].

La surface d'Eris est apparue extrêmement réfléchissante, 96% de la lumière qui parvient à sa surface étant réfléchie (l'albédo dans le domaine visible est de 0,96 [7]). Sa surface est plus brillante encore qu'une portion de surface terrestre recouverte de neige fraîche, ce qui fait d'Eris l'un des objets les plus réfléchissants du Système Solaire avec Encélade, la lune glacée de Saturne. La surface brillante d'Eris est très vraisemblablement constituée de glace riche en azote mélangée avec du méthane gelé – comme l'indique le spectre de la planète – recouvrant sa surface d'une couche de glace mince et très réfléchissante de moins d'un millimètre d'épaisseur.

« Cette couche de glace pourrait résulter de la condensation, sous forme de givre à sa surface, de l'atmosphère d'azote ou de méthane de la planète naine lorsqu'elle s'éloigne du Soleil sur son orbite très allongée et dans un environnement toujours plus froid » ajoute Emmanuel Jehin. Lorsqu'Eris se trouve au plus près du Soleil, à environ 5.7 millions de kilomètres, la glace pourrait se retransformer en gaz.

Les nouveaux résultats ont également permis à l'équipe d'effectuer une nouvelle mesure de la température de surface de la planète naine. Les estimations suggèrent que la température de surface de la face ensoleillée est au maximum de -238 degrés Celsius et a une valeur encore plus basse à la surface du côté plongé dans l'obscurité.

« C'est extraordinaire tout ce que nous pouvons déduire d'un objet aussi petit et distant qu'Eris en observant son passage devant une étoile de faible luminosité, avec des télescopes relativement petits. Cinq ans après la création de la nouvelle classe des planètes naines, nous sommes enfin parvenus à connaître l'un de ses membres fondateurs, » conclut Bruno Sicardy.

Notes

[1] TRAPPIST est l'un des derniers télescopes robotisés installés à l'Observatoire de La Silla. Equipé d'un miroir principal de 0,6 mètre de diamètre, il a été inauguré en juin 2010 et est principalement dédié à l'étude des exoplanètes et des comètes. Ce télescope est un projet financé par le Fonds Belge de Recherche Scientifique (FRS-FNRS) avec la participation de la Fondation National Suisse pour la Science. Il est contrôlé depuis Liège.

[2] Les télescopes Caisey Harlingten et ASH2.

[3] Eris est la désse grecque du chaos et de la discorde. Dynosmia est la fille d'Eris et la déesse de l'anarchie.

[4] La masse d'Eris est de 1,66 x 10²² kg, ce qui correspond à 22% de la masse de la Lune.

[5] En comparaison, la densité de la Lune est de 3,3 grammes par cm³ et celle de l'eau de 1,00 gramme par cm³.

[6] La valeur de la densité suggère qu'Eris est principalement composée de roches (85%) et à moindre titre de glace (15%). La glace forme une couche d'environ 100 kilomètres d'épaisseur qui entoure le vaste noyau rocheux. Cette couche très épaisse principalement composée d'eau glacée ne doit pas être confondue avec la très mince couche d'atmosphère gelée située en surface et qui rend la surface d'Eris si réfléchissante.

[7] L'albédo d'un corps correspond à la portion de lumière tombant sur sa surface qui est réfléchie dans l'espace plutôt qu'absorbée. Une surface parfaitement blanche est caractérisée par un albédo égal à 1 ; une surface noire, parfaitement absorbante, est caractérisée par un albédo égal à 0. A titre indicatif, l'albédo de la Lune est de 0,136 seulement, semblable à du charbon.

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article publié dans l'édition de la revue Nature du 27 octobre 2011.

L'équipe est composée de B. Sicardy (LESIA-Observatoire de Paris (OBSPM), CNRS, Université Pierre et Marie Curie (UPMC), Université Paris-Diderot (Paris 7), Institut Universitaire de France (IUF), France), J. L. Ortiz (Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC), Espagne), M. Assafin (Observatório do Valongo/UFRJ (OV/UFRJ), Brésil), E. Jehin (Institut d'Astrophysique de I'Université de Liège (IAGL), Belgique), A. Maury (San Pedro de Atacama Celestial Explorations, Chili), E. Lellouch (LESIA, CNRS, UPMC, Paris 7), R. Gil Hutton ( Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO) et San Juan National University, Argentine), F. Braga-Ribas (LESIA, CNRS, UPMC, Paris 7, France, et Observatório Nacional/MCT (ON/MCT), Brésil), F. Colas (OBSPM, IMCCE, UPMC, CNRS, France), D. Hestroffer (OBSPM, IMCCE, UPMC, CNRS, France), J. Lecacheux (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, France), F. Roques (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, France), P. Santos Sanz (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, France), T. Widemann (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, France), N. Morales (CSIC, Espagne), R. Duffard (CSIC, Espagne), A. Thirouin (CSIC, Espagne), A. J. Castro-Tirado (CSIC, Espagne), M. Jelínek (CSIC, Espagne), P. Kubánek (CSIC, Espagne), A. Sota (CSIC, Espagne), R. Sánchez-Ramírez (CSIC, Espagne), A. H. Andrei (OV/UFRJ, ON/MCT, Brésil), J. I. B. Camargo (OV/UFRJ, ON/MCT, Brésil), D. N. da Silva Neto (ON/MCT, Centro Universitário Estadual da Zona Oeste (UEZO), Brésil), A. Ramos Gomes Jr (OV/UFRJ, Brésil), R. Vieira Martins (OV/UFRJ, ON/MCT, Brésil, OBSPM, IMCCE, UPMC, CNRS, France), M. Gillon (IAGL, Belgique), J. Manfroid (IAGL, Belgique), G. P. Tozzi (INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italie), C. Harlingten (Caisey Harlingten Observatory, Royaume Uni), S. Saravia (San Pedro de Atacama Celestial Explorations, Chili), R. Behrend (Observatoire de Genève, Suisse), S. Mottola (DLR – German Aerospace Center, Allemagne), E. García Melendo (Fundació Privada Observatori Esteve Duran, Institut de Ciències de I'Espai (CSIC-IEEC), Espagne), V. Peris ( Observatori Astronòmic, Universitat de València (OAUV), Espagne), J. Fabregat (OAUV, Espagne), J. M. Madiedo ( Universidad de Huelva, Facultad de Ciencias Experimentales, Espagne), L. Cuesta (Centro de Astrobiología (CSIC-INTA), Espagne), M. T. Eibe (CSIC-INTA, Spain), A. Ullán (CSIC-INTA, Espagne), F. Organero ( Observatorio astronómico de La Hita, Espagne), S. Pastor (Observatorio de la Murta, Espagne), J. A. de los Reyes (Observatorio de la Murta, Espagne), S. Pedraz (Calar Alto Observatory, Centro Astronómico Hispano Alemán, Espagne), A. Castro (Sociedad Astronómica Malagueña, Centro Cultural José María Gutiérrez Romero, Espagne), I. de la Cueva (Astroimagen, Espagne), G. Muler (Observatorio Nazaret, Espagne), I. A. Steele (Liverpool JMU, Royaume Uni), M. Cebrián (Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), Espagne), P. Montañés-Rodríguez (IAC, Espagne), A. Oscoz (IAC, Espagne), D. Weaver (Observatório Astronomico Christus, Colégio Christus, Brésil), C. Jacques (Observatório CEAMIG-REA, Brésil), W. J. B. Corradi (Departamento de Física – Instituto de Ciências Exatas – Universidade Federal de Minas Gerais (ICEx–UFMG), Brésil), F. P. Santos (Departamento de Física, ICEx–UFMG, Brésil), W. Reis (Departamento de Física, ICEx–UFMG, Brésil), A. Milone (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE-MCT), Brésil), M. Emilio ( Universidade Estadual de Ponta Grossa, O.A. – DEGEO, Brésil), L. Gutiérrez (Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM), Mexique), R. Vázquez (Instituto de Astronomía, UNAM, Mexique) & H. Hernández-Toledo (Instituto de Astronomía, UNAM, Mexique).

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 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand du monde tourné vers le ciel».

Liens

- Photos de La Silla

- Article à propos de TRAPPIST en September 2011 extrait de l'ESO Messenger

- La page web de TRAPPIST

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1142/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La comète Elenin n'est plus.

Les dernières indications sont que cette comète relativement petite s'est cassée en d'encore plus petits et d'encore moins significatifs morceaux de poussière et de glace. Cette traînée de particules insignifiantes restera sur la même trajectoire que la comète d'origine, complétant son oscillation banale à travers le Système solaire interne cet automne.

Trajectoire de la comète Elenin. Crédit d'image : NASA/JPL-Caltech

"Elenin a fait ce que les nouvelles comètes passant près du Soleil font environ deux pour cent du temps: elle s'est disloquée", a déclaré Don Yeomans du Near-Earth Object Program Office du JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA, à Pasadena en Californie. "Elenin agira également comme le font les autres comètes morcelées. Elle traînera dans un nuage de débris qui suivra un chemin bien compris hors du système Solaire intérieur. Après cela, nous ne verrons plus les restes de la comète Elenin autour de ces régions pendant presque 12 millénaires."

Douze millénaires peuvent être longtemps pour les terriens, mais pour ces habitants congelés du Système solaire externe qui font ce trajet, une dizaine de millénaires à peu de chose près est une promenade dans le parc céleste.  La comète Elenin est venue aussi près que 72 millions de kilomètres du Soleil, mais elle est arrivée du nuage d'Oort du Système solaire externe, lequel est si lointain que son bord externe est à environ un tiers du chemin à l'étoile la plus proche autre que notre Soleil.

Pour celle brisée au cours de la dissolution de ce qui était autrefois environ 2 kilomètres de poussière sans intérêt et de glace, rappelez-vous ce que dit Yeomans sur les comètes venant près du Soleil - elles se désagrégent environ deux pour cent du temps.

"Les comètes sont composées de glace, de roche, de poussière et de composés organiques et peuvent être de plusieurs kilomètres de diamètre, mais elles sont fragiles et faiblement liées ensemble comme des boules de poussière", a déclaré M. Yeomans. "Donc, il ne faut pas beaucoup pour obtenir qu'une comète se désagrège, et avec les comètes, une fois qu'elles se brisent, il n'y a aucun espoir de réconciliation."

La comète Elenin a émergé la première fois en Décembre dernier, lorsque la lumière du Soleil se reflétant sur la petite comète a été détectée par l'astronome russe Leonid Elenin de Lyubertsy, Russie. Également connu par son nom astronomique, C/2010 X1, Elenin est en quelque sorte devenue rapidement quelque chose d'une « cause célèbre » pour quelques bloggers sur Internet, qui ont proclamé que cette comète mineure pourrait/serait/devrait être responsable de provoquer bon nombre de désastres à notre planète.

Des messages sur Internet ont commencé à apparaître, beaucoup avec de nombreuses rumeurs d'observations nébuleuses et des spéculations sur les tremblements de terre et autres désastres qui seraient dus aux effets de la gravité d'Elenin sur la Terre.  La réponse de la NASA à de telles spéculations sauvages était alors suspectée d'être une tentative de cacher la vérité.

"Je ne peux pas commencer à deviner pourquoi cette petite comète est devenue une si grosse sensation d'Internet," a commenté Yeomans. "La réalité scientifique est que l'influence de cette boule sale glacée de taille modeste sur notre planète est tellement incroyablement minuscule que mon automobile exerce une plus grande influence gravitationnelle sur la Terre que la comète aura jamais. Cela inclut la date à laquelle elle est venue au plus près de la Terre (le 16 Octobre), quand les restes de la comète n'étaient pas plus près qu'environ 35,4 millions de kilomètres."

Yeomans sait que bien qu'Elenin soit partie, il y aura toujours des rumeurs sur Internet qui essayeront de faire une certaine forme d'épouvantail interplanétaire d'Elenin, ou d'un objet tout aussi obscure et scientifiquement inintéressant proche de la Terre. Réfléchir aux façons de se rendre plus clair sur l'insignifiance de cette question est quelque peu difficile pour un scientifique qui a consacré sa vie à observer les astéroïdes et les comètes et découvrir leur vraie nature et les effets sur notre Système solaire.

"Peut-être un petit hommage à un classique sketch du perroquet mort des Monty Python est le bienvenu," ajoute Yeomans. La "comète Elenin a baissé le rideau et a rejoint le choeur invisible. C'est une ex-comète."

La NASA détecte, piste et caractérise des astéroïdes et des comètes passant relativement près de la Terre en utilisant des télescopes terrestres et basés dans l'espace. Le Near-Earth Object Observations Program, généralement appelé « Spaceguard, » découvre ces objets, caractérise la nature physique d'un sous-ensemble d'entre eux, et prévoit leurs trajectoires pour déterminer si certains pourraient être potentiellement dangereux pour notre planète.  On ne connaît pas de menaces crédibles à ce jour.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-331

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les deux premiers satellites destinés au système mondial de navigation Galileo, conçu par l'Europe, ont été mis en orbite par le premier lanceur russe Soyouz à décoller du Port spatial européen en Guyane pour une mission historique.

Crédit : ESA/CNES/ARIANESPACE - S. Corvaja, 2011

Pour son vol inaugural VS01, conduit par Arianespace, Soyouz a décollé du nouvel ensemble de lancement en Guyane le 21 octobre à 10 h 30 GMT (12 h 30 heure de Paris).

Tous les étages de Soyouz ont parfaitement fonctionné et l'étage supérieur Frégate-MT a largué les satellites Galileo sur l'orbite finale à 23 222 km d'altitude, 3 heures et 49 minutes après le décollage.

" Ce lancement est lourd de sens pour l'Europe : nous avons mis en orbite les deux premiers satellites du système Galileo, qui permettra à notre continent de tenir un rôle au niveau mondial dans le domaine stratégique, riche en perspectives économiques, de la navigation par satellite ", a déclaré Jean-Jacques Dordain, Directeur général de l'ESA.

" De plus, ce premier lancement historique de Galileo, système véritablement européen, a été réalisé par la légendaire fusée russe qui a envoyé dans l'espace Spoutnik et Iouri Gagarine et qui va désormais également décoller du Port spatial de l'Europe. "

" Il s'agit donc d'un double événement historique, qui illustre bien les avancées de la coopération : entre l'ESA et la Russie d'une part, avec une contribution de la France d'une importance capitale, mais aussi entre l'ESA et l'Union européenne dans le cadre d'une initiative commune. "

" Ce lancement consolide le rôle central de l'Europe dans la coopération spatiale internationale. "

"Cet événement, nous le devons à l'esprit visionnaire et à l'engagement des Etats membres de l'ESA. "

Il s'agissait également du premier Soyouz à être lancé d'un autre site que Baïkonour au Kazakhstan ou Plessetsk en Russie.

Un nouveau site a été créé pour Soyouz en Guyane. Exploité par Arianespace, il a pour vocation de renforcer la flexibilité et la compétitivité de la famille des lanceurs européens.

Soyouz est un lanceur de taille moyenne qui vient compléter la famille ESA : Ariane 5 pour les grandes charges utiles et le nouveau lanceur Vega, dont le vol inaugural est prévu en 2012 et qui emportera les petits satellites.

Le lancement en Guyane, à proximité de l'équateur, offre au lanceur européen Soyouz des performances accrues : il peut mettre jusqu'à 3 t sur l'"orbite de transfert géostationnaire" qu'exigent nombre de satellites commerciaux de télécommunications, alors que Baïkonour n'autorise qu'une charge utile de 1,7 t.

Les deux satellites Galileo lancés par Soyouz font partie de la phase de validation en orbite (IOV) qui a pour objet de tester de façon approfondie les segments spatial, sol et utilisateurs du système Galileo.

Les satellites sont maintenant sous le contrôle d'une équipe mixte réunissant du personnel de l'ESA et de l'Agence spatiale française CNES à Toulouse. Après cette phase initiale, ils seront confiés à SpaceOpal, une coentreprise fondée par le Centre aérospatial allemand DLR et la société italienne Telespazio, qui les soumettra à une période d'essais de 90 jours avant la recette pour la phase IOV.

Le lancement des deux prochains satellites du quatuor IOV de Galileo est prévu pour l'été 2012.

Source : Communiqué de Presse de l'ESA N°29-2011 http://www.esa.int/esaCP/Pr_29_2011_p_FR.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'observatoire spatial Herschel de l'ESA a trouvé des preuves de vapeur d'eau émanant de la glace sur les grains de poussières dans le disque autour d'une étoile jeune, révélant un réservoir de glace cachée de la taille de milliers d'océans.

Crédit : ESA/NASA/JPL-Caltech/M. Hogerheijde (Leiden Observatory)

TW Hydrae, une étoile entre 5-10 millions d'années, et à seulement 176 années-lumière, est dans la phase finale de formation, et est entourée par un disque de poussières et de gaz qui peut se condenser pour former un ensemble complet de planètes.

Il est estimé qu'une grande proportion d'eau de la Terre peut être venue de comètes chargées de glace qui ont bombardé notre monde pendant et après sa formation. Des études récentes de la comète 103P/Hartley 2 avec Herschel ont jeter un nouvel éclairage sur la façon dont l'eau peut-être venue sur Terre, avec sa découverte de la première eau comme celle de la Terre dans une comète. Jusqu'à présent, cependant, presque rien n'était connu sur les réservoirs dans les disques de formation de planètes autour d'autres étoiles.

Cette nouvelle détection est la première de son genre et a été rendue possible par l'instrument HIFI de Herschel.

La signature témoin de vapeur d'eau, qu'on croit être produite lorsque les grains de poussière enrobés de glace sont réchauffés par les rayons ultraviolets interstellaires, a été détectée tout au long du disque autour de TW Hydrae, et, bien que plus faible que prévu, ceci fait allusion à un réservoir considérable de glace. Cela pourrait être une riche source d'eau pour toutes les planètes qui se forment autour de cette jeune étoile.

«La détection de l'eau collant à des grains de poussière dans le disque serait similaire aux événements dans l'évolution de notre propre Système solaire, où sur des millions d'années, des grains de poussières semblables ont ensuite fusionné pour former des comètes», déclare Michiel Hogerheijde de l'Université de Leiden aux Pays-Bas, qui a dirigé l'étude.

«Nous croyons que ces comètes sont devenues une source d'eau qui contribuent pour les planètes."

Les scientifiques ont effectué des simulations détaillées, combinant les nouvelles données avec les précédentes observations au sol et certaines du télescope Spitzer de la NASA. A partir de celles-ci ils ont calculé la taille des réservoirs de glace dans les régions de formation de planètes.

Leurs résultats montrent que la quantité totale d'eau dans le disque autour de TW Hydrae remplirait plusieurs milliers d'océans de la Terre.

«Nous avons déjà demandé du temps sur Herschel pour étudier plus de régions de formation de planètes autour de trois autres étoiles», explique le Dr Hogerheijde.

«Nous croyons que l'étude montrera des résultats similaires en termes de détections de l'eau, mais comme nos prochaines observations seront d'objets jusqu'à trois fois plus loin de là, nous aurons besoin de beaucoup plus d'heures d'observation."

Cette recherche ouvre de nouvelles perspectives dans la compréhension du rôle de l'eau dans les disques de formation de planètes et donne aux scientifiques un nouveau terrain d'expérimentation pour regarder comment l'eau est venue pour notre propre planète.

«Grâce à Herschel, nous pouvons suivre les traces de l'eau à travers toutes les étapes de la formation d'étoiles et de planètes», commente Göran Pilbratt, responsable scientifique du projet Herschel à l'ESA.

«Ici nous étudions la 'matière première' pour la formation des planètes, ce qui est fondamental pour une compréhension de comment les systèmes planétaires comme celui de notre propre Système solaire se sont formés autrefois."

Référence :

- « Detection of the Water Reservoir in a Forming Planetary System » par M.R. Hogerheijde, C. Brinch, L. Kristensen, U.A. Yildiz, E.F. van Dishoeck de l'Université de Leide à Leide, Pays-Bas ; E.A. Bergin, L.I. Cleeves, J.K.J. Fogel de l'Université du Michigan à Ann Arbor, MI ; G.A. Blake, D.C. Lis, J.C. Pearson du California Institute of Technology à Pasadena, CA ; C. Dominik de l'Université d'Amsterdam à Amsterdam, Pays-Bas ; G. Melnick du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics à Cambridge, MA ; D. Neufeld de l'Université Johns Hopkins à Baltimore, MD ; O. Panic de l'European Southern Observatory à Garching, Allemagne ; J.C. Pearson du NASA Jet Propulsion Lab à Pasadena, CA ; E.F. van Dishoeck du Max-Planck- Institut für Extraterrestrische Physik à Garching, Allemagne.

- « Watery Disks » par R. Akeson du NASA Exoplanet Science Institute et du California Institute of Technology à Pasadena, CA.

http://www.esa.int/esaSC/SEMXSWFURTG_index_0.html

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-327&cid=release_2011-327&msource=11327&tr=y&auid=9730957

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

...et regarde par delà le coeur de la Voie Lactée

Deux amas globulaires nouvellement découverts ont été ajoutés au total de seulement 158 amas globulaires connus dans notre Voie Lactée. Ils ont été détectés dans de nouvelles images du télescope VISTA de l'ESO dédié aux sondages, durant la campagne de sondage de la Voie Lactée (VVV). Ce sondage a également révélé le premier amas d'étoiles situé bien au-delà du centre de la Voie Lactée et dont la lumière a dû traverser la poussière et le gaz situés au coeur de notre galaxie pour arriver jusqu'à nous.

Crédit : ESO/D. Minniti/VVV Team

L'amas globulaire éblouissant appelé UKS 1 domine le côté droit de la première des nouvelles images infrarouges de VISTA, le télescope de l'ESO dédié aux sondages situé à l'Observatoire Paranal au Chili. Mais si vous laissez glisser votre regard plus loin, il y a une surprise qui se cache dans ce très riche champ d'étoiles - un amas globulaire plus faible, qui a été découvert dans les données de l'un des sondages de VISTA. Vous devrez regarder avec attention pour voir l'autre amas d'étoiles qui est appelé VVV CL001: c'est un petit groupe d'étoiles dans la moitié gauche de l'image, juste au-dessus du centre.

Mais VVV CL001 n'est que la première des découvertes d'amas globulaires de VISTA. La même équipe a trouvé un second objet, baptisé VVV CL002, qui apparaît sur l'image b [1]. Ce petit groupe peu lumineux pourrait pourtant être l'amas globulaire connu le plus proche du centre de la Voie Lactée. La découverte d'un nouvel amas globulaire dans notre Voie Lactée est très rare. Le dernier avait été découvert en 2010, et seulement 158 ??amas globulaires étaient connus dans notre galaxie avant ces récentes découvertes.

Ces nouveaux amas sont les premières découvertes du sondage appelé «  VISTA Variables in the Via Lactea »  (VVV) qui étudie de manière systématique les parties centrales de la Voie lactée dans l'infrarouge. L'équipe VVV est dirigée par Dante Minniti (Pontificia Universidad Católica de Chile) et Philip Lucas (Centre de recherche en astrophysique de l'Université de Hertfordshire, Royaume-Uni).

En plus des amas globulaires, VISTA trouve de nombreux amas ouverts ou amas galactiques, qui contiennent généralement des étoiles plus jeunes et moins nombreuses que dans les amas globulaires et sont beaucoup plus fréquents (eso1128). Un autre groupe qui vient d'être détecté, VVV CL003, semble être un amas ouvert qui se trouve dans la direction du cœur de la Voie Lactée, mais beaucoup plus loin, à environ 15 000 années-lumière au-delà du centre. Il s'agit ainsi du premier amas découvert sur la face cachée de la Voie Lactée.

Compte tenu de la faible luminosité des amas nouvellement trouvés, il n'est pas étonnant qu'ils soient restés cachés si longtemps ; jusqu'à il y a quelques années, UKS 1 (vu dans l'image a),  qui surpasse facilement en brillance les nouveaux arrivants, était en fait l'amas globulaire le plus faible connu dans la Voie Lactée. En raison de l'absorkg3:parboilption et du rougissement de la lumière des étoiles par la poussière interstellaire, ces objets ne peuvent être vus que dans la lumière infrarouge et VISTA, le télescope dédié aux sondages le plus grand du monde, est idéalement adapté à la recherche de nouveaux amas cachés derrière la poussière des parties centrales de la Voie Lactée [2].

Une possibilité intéressante est que VVV CL001 soit gravitationnellement lié à UKS 1— ce qui ferait de ces deux groupes stellaires la première paire d'amas globulaires binaires de la Voie Lactée. Mais cela pourrait juste être un effet d'alignement sur la ligne de visée et les amas pourraient en réalité être séparés par une distance importante.

Ces images de VISTA ont été réalisées à partir d'images prises avec les filtres proche infrarouge J (représenté en bleu), H (représenté en vert) et K (en rouge). La taille des images ne montre qu'une petite fraction du champ complet de VISTA.

Notes

[1] La découverte de nouveaux amas globulaires vient juste d'être annoncée à San Juan lors de la première réunion bi-nationale des associations argentines et chiliennes d'astronomie.

[2] Les minuscules grains de poussière qui forment d'énormes nuages ?dans les galaxies diffusent la lumière bleue beaucoup plus fortement que la lumière rouge et infrarouge. En conséquence les astronomes peuvent voir à travers la poussière beaucoup plus efficacement s'ils étudient la lumière infrarouge plutôt que la lumière correspondant au rayonnement visible auquel nos yeux sont sensibles.

Plus d'informations

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 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand du monde tourné vers le ciel».

Liens

- L'article scientifique correspondant : A&A papers (Minniti et al A&A, 527, 81 & Moni-Bidin et al. astro-ph:1109.1854)

- Photos de VISTA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1141/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Au début de sa mission, le ROentgen SATellite (ROSAT) a effectué ses observations dans une orbite elliptique à une distance comprise entre 585 et 565 kilomètres au-dessus de la surface de la Terre. Depuis, la traînée atmosphérique a causé que le satellite a perdu de l'altitude. En Juin 2011, il était à une distance de seulement 327 kilomètres environ au-dessus du sol. Du fait que ROSAT n'a pas de système de propulsion à bord, il n'était pas possible de manoeuvrer le satellite pour effectuer une rentrée contrôlée à la fin de sa mission en 1999. Lorsque l'engin spatial rentrera dans l'atmosphère à une vitesse d'environ 28.000 kilomètres par heure, l'observatoire de rayons X se brisera en fragments, et certains brûleront en raison de la chaleur extrême. Les dernières études montrent qu'il est possible que jusqu'à 30 pièces différentes, pour un poids total de 1,6 tonne, atteignent la surface de la Terre. Le plus gros fragment simple sera probablement le miroir du télescope, qui est très résistant à la chaleur.

A l'heure actuelle, les scientifiques s'attendent à ce que le satellite de rayons X, qui complète une orbite autour de la Terre en 90 minutes environ, rentre vers la fin d'Octobre 2011. Actuellement, il est encore trop tôt cependant pour être sûr de la date de rentrée. Toutes les zones sous l'orbite de ROSAT, qui s'étendent à 53 degrés de latitude nord et sud pourraient bien être affectées par sa rentrée. La majeure partie des débris impacteront à proximité de la trace au sol du satellite. Toutefois, des fragments isolés pourraient retomber sur Terre dans un chemin de 80 kilomètres de large le long de la trajectoire.

Exemple de trois orbites consécutives de ROSAT - Crédit : DLR

Les principales causes d'incertitude dans l'estimation de la date de rentrée sont les fluctuations de l'activité solaire. Le rayonnement solaire réchauffe l'atmosphère terrestre et donc augmente la traînée atmosphérique. Des fluctuations à court terme dans l'activité solaire sont régies par un cycle d'activité de 11 ans. A l'heure actuelle, nous approchons du prochain maximum, lequel s'est avéré être beaucoup plus faible que prévu.

Pendant la phase de rentrée du satellite, les scientifiques allemands évalueront des données du réseau de surveillance de l'espace des USA (SSN, Space Surveillance Network). En outre, le Tracking and Imaging Radar (TIRA), la grande installation radar au Fraunhofer Institute for High-Frequency Physics and Radar Techniques de Wachtberg près de Bonn surveillera la descente du satellite de rayons X pour améliorer encore les calculs de sa trajectoire. Les experts analyseront les données obtenues au nom du German Aerospace Center (DLR) pour prévoir le moment de la rentrée aussi précisément que possible.

Impression d'artiste du satellite ROSAT dans l'espace - Crédit : DLR

ROSAT re-entry http://www.dlr.de/dlr/en/desktopdefault.aspx/tabid-10432/620_read-830

The ROSAT mission http://www.dlr.de/dlr/en/desktopdefault.aspx/tabid-10425/615_read-826/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'amas MACS J1206.2-0847 (ou MACS 1206 en plus court) est l'une des premières cibles dans une étude du télescope spatial Hubble qui permettra aux astronomes d'élaborer des cartes très détaillées de la matière noire de plus d'amas de galaxies qu'auparavant. Ces cartes seront utilisées pour tester les précédents mais surprenants résultats qui suggèrent que la matière noire est plus dense à l'intérieur des amas de galaxies que certains modèles prédisent. Cela pourrait signifier que l'assemblage des amas de galaxie a commencé plus tôt qu'on le pensait. L'étude multi-longueur d'onde, appelée CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble), sonde, avec une précision inégalée, la distribution de matière noire dans 25 amas massifs de galaxies. Jusqu'ici, l'équipe de CLASH a terminé les observations de six des 25 amas. MACS 1206 se tient à 4,5 milliards d'années-lumière de la Terre. Cette image a été prise avec les instruments ACS (Advanced Camera for Surveys) et WFC3 (Wide Field Camera 3) de Hubble en Avril jusqu'en Juillet 2011.

Crédit : NASA, ESA, M. Postman (STScI), and the CLASH Team

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/25/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

De nouvelles observations du VLT permettent d'esquisser une chronologie du phénomène de réionisation.

Des astronomes ont utilisé le Very Large Telescope de l'ESO pour sonder l'Univers primordial à différents instants au moment où il devenait transparent aux rayons ultraviolets. Cette phase, brève mais spectaculaire, de l'histoire cosmique - connue sous le nom de réionisation – est survenue il y a environ 13 milliards d'années. En étudiant attentivement certaines des galaxies les plus lointaines que l'on ait jamais détectées, l'équipe a été capable d'établir pour la première fois une chronologie de la réionisation. Ils ont également démontré que cette phase s'est certainement déroulée plus rapidement que les astronomes ne le pensaient jusqu'ici.

Impression d'artiste de galaxies à la fin de la période de la réionisation - Crédit : ESO/M. Kornmesser

Une équipe internationale d'astronomes a utilisé le VLT comme une machine à remonter le temps, pour regarder l'Univers primordial et observer plusieurs galaxies parmi les plus lointaines jamais détectées. Ils ont pu mesurer leurs distances avec précision et définir que nous voyons aujourd'hui ces galaxies telles qu'elles étaient entre 780 millions et un milliard d'années après le Big Bang [1].

Les nouvelles observations ont permis aux astronomes d'établir pour la première fois une séquence chronologique pour ce qui est connu comme la période de la réionisation [2]. Durant cette phase, le brouillard d'hydrogène neutre de l'Univers primordial se levait, permettant à la lumière ultraviolette de se propager pour la première fois sans encombre.

Les nouveaux résultats, qui seront publiés dans l'Astrophysical Journal, s'appuient sur une recherche longue et systématique de galaxies lointaines que l'équipe a réalisée avec le VLT au cours des trois dernières années.

«Les archéologues peuvent reconstruire une chronologie du passé à partir des vestiges qu'ils trouvent dans les différentes couches du sol. Les astronomes peuvent faire mieux : on peut regarder directement dans le passé lointain et observer la faible lueur de différentes  galaxies à différents stades de l'évolution cosmique », explique Adriano Fontana, de l'Observatoire astronomique de Rome (INAF) qui a dirigé ce projet. « Les différences entre les galaxies nous renseignent sur l'évolution des conditions dans l'Univers au cours de cette période importante, et aussi, avec quelle rapidité ces changements sont survenus. »

Les différents éléments chimiques brillent intensément à des couleurs caractéristiques. Ces pics de luminosité sont connus comme des raies d'émission. Une des plus fortes raies d'émission ultraviolette est la raie Lyman-alpha, qui provient de l'hydrogène ionisé [3]. Cette raie est assez brillante et assez reconnaissable pour être vue, même dans les observations de galaxies très faibles et lointaines.

Repérer la raie Lyman-alpha dans cinq galaxies très lointaines [4] a permis à l'équipe de faire deux choses essentielles: premièrement, en observant dans quelle mesure la ligne avait été déplacée vers l'extrémité rouge du spectre, ils ont pu déterminer les distances des galaxies, et donc savoir combien de temps après le Big Bang, ils les voyaient [5]. Ceci leur a permis de les placer dans l'ordre et de créer une chronologie qui montre comment la lumière des galaxies a évolué au fil du temps. Deuxièmement, ils ont pu voir dans quelle mesure l'émission Lyman-alpha - qui vient de l'hydrogène lumineux dans les galaxies - a été réabsorbée par le brouillard d'hydrogène neutre dans l'espace intergalactique à différents moments dans le temps.

« Nous voyons une différence spectaculaire dans la quantité de lumière ultraviolette qui a été bloquée entre les premières et les dernières galaxies de notre échantillon, » explique Laura Pentericci de l'Observatoire astronomique de Rome de l'INAF, auteur principal  de l'article scientifique. « Lorsque l'Univers avait seulement 780 millions d'années, cet hydrogène neutre était assez abondant, et remplissait de 10 à 50% du volume de l'Univers. Mais seulement 200 millions d'années après, la quantité d'hydrogène neutre a chuté à un niveau très bas, semblable à ce que nous voyons aujourd'hui. Il semble que la phase de réionisation a dû se passer plus rapidement que les astronomes ne le pensaient jusque là. »

En même temps que de permettre de sonder la vitesse à laquelle le brouillard primordial s'est effacé, les observations de l'équipe ont également pointé vers la source probable de la lumière ultraviolette qui a fourni l'énergie nécessaire pour que se produise la réionisation. Il existe plusieurs théories concurrentes pour savoir d'où provenait cette lumière – les deux principaux candidats sont la première génération d'étoiles de l'Univers [6], et l'intense rayonnement émis par la matière lorsque qu'elle tombe vers les trous noirs.

«L'analyse détaillée de la faible luminosité émise par deux des plus lointaines galaxies que nous avons trouvées suggère que la toute première génération d'étoiles pourrait avoir contribué à la production de l'énergie observée», explique Eros Vanzella de INAF l'Observatoire de Trieste, un membre de l'équipe de recherche. « Celles-ci auraient été de très jeunes étoiles massives, environ cinq mille fois plus jeunes que le soleil et une centaine de fois plus massives. Elles peuvent avoir été capables de dissiper ce brouillard primordial et de le rendre transparent. »

Les mesures très précises indispensables pour confirmer ou infirmer cette hypothèse, et montrer que les étoiles peuvent produire l'énergie nécessaire, nécessitent des observations depuis l'espace, ou à partir du télescope géant européen (E-ELT) en projet à l'ESO, et qui sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde lorsqu'il sera terminé au début de la prochaine décennie.

Etudier cette première période de l'histoire cosmique est techniquement difficile car cela requiert des observations précises de galaxies extrêmement lointaines et faibles, une tâche qui ne peut être menée à bien qu'avec les télescopes les plus puissants. Pour cette étude, l'équipe a utilisé la grande puissance collectrice de lumière des télescopes de 8,2 mètres du VLT pour effectuer des observations spectroscopiques, en ciblant les premières galaxies qui avait été identifiées par le télescope spatial NASA/ESA Hubble et à partir d'images profondes du VLT.

Notes

[1] La galaxie la plus lointaine qui a été détectée avec une distance mesurée par spectroscopie est à un redshift de 8,6, ce qui la situe 600 millions d'années après le Big Bang (eso1041). Il y a une galaxie candidate pouvant être à un redshift d'environ 10 (480 millions d'années après le Big Bang) identifiée par le télescope spatial Hubble, mais ceci est encore en attente de confirmation. La galaxie la plus éloignée de cette étude est à un redshift de 7,1, 780 millions d'années après le Big Bang. L'Univers est aujourd'hui âgé de 13,7 milliards d'années. Le nouvel échantillon de cinq galaxies confirmées avec des détections de Lyman-alpha (sur 20 candidats) comprend la moitié de toutes les galaxies connues à z> 7.

[2] Au moment où les premières étoiles et galaxies se sont formées, l'Univers était rempli de gaz d'hydrogène électriquement neutre, qui absorbe la lumière ultraviolette. Le rayonnement ultraviolet provenant de ces premières galaxies a excité le gaz, et l'a électrisé (ionisé), il est alors progressivement devenu transparent à la lumière ultraviolette. Ce processus est techniquement connu comme la période de réionisation, car on suppose qu'il a aussi existé une brève période dans les 100 000 premières années après le Big Bang pendant laquelle l'hydrogène était également ionisé.

[3] L'équipe a mesuré les effets du brouillard d'hydrogène en utilisant la spectroscopie, une technique qui consiste à diviser et à disperser la lumière de la galaxie en ses composantes de couleurs, un peu comme un prisme disperse la lumière du soleil dans un arc en ciel.

[4] L'équipe a utilisé le VLT pour étudier les spectres de 20 galaxies candidates dont les redshifts étaient proche de 7. Celles-ci proviennent des études d'imagerie profonde de trois champs distincts. Parmi ces 20 cibles, on en a trouvé cinq avec une détection non-équivoque d'émission Lyman-alpha. C'est actuellement le seul ensemble de galaxies spectroscopiquement confirmées autour de z = 7.

[5] Comme l'Univers est en expansion, la longueur d'onde de la lumière des objets s'allonge quand elle traverse l'espace. Plus la lumière a voyagé longtemps, plus sa longueur d'onde est allongée. Comme le rouge est la plus longue des longueurs d'ondes visible à nos yeux, la couleur rouge caractéristique des objets extrêmement éloignés est connue sous le nom de "redshift". Bien que ce soit techniquement une mesure de la façon dont la couleur de la lumière d'un objet a été modifiée, elle est aussi devenue, par extension, une mesure à la fois de la distance de l'objet, et de combien de temps après le Big Bang nous le voyons.

[6] Les astronomes classent les étoiles en trois catégories d'étoiles, connues sous le nom d'étoiles de   Population I, Population II et Population III. Les étoiles de Population I telle notre Soleil, sont riches en éléments plus lourds synthétisés dans le coeur des étoiles plus anciennes et des explosions de supernova : comme elles sont constituées des restes de générations précédentes d'étoiles, elles n'ont pu apparaître que plus tard dans l'Univers. Les étoiles de Population II ont moins d'éléments lourds en leur sein et sont principalement constituées de l'hydrogène, de l'hélium et du lithium créés lors du Big Bang. Ce sont des étoiles plus anciennes, dont un grand nombre existent encore aujourd'hui dans l'Univers. Les étoiles de Population III n'ont jamais été directement observées, mais elles sont censées avoir existé dans les premières années de l'Univers. Comme celles-ci ne contenaient que du matériau créé lors du Big Bang, elles ne contenaient aucun élément plus lourd. En raison du rôle des éléments plus lourds dans la formation des étoiles, seules de très grosses étoiles à durée de vie très courte ont été en mesure de se former à ce stade. Ainsi, toutes les étoiles de Population III ont rapidement terminé leur vie en supernovae dans l'Univers jeune. En effet, aucune preuve solide d'étoiles de Population III n'a été confirmée, même dans les observations de galaxies très lointaines.

Plus d'informations

Cette étude a été présentée dans un article “Spectroscopic Confirmation of z~7 LBGS: Probing the Earliest Galaxies and the Epoch of Reionization”, à paraitre dans the Astrophysical Journal.

L'équipe était composée de L.Pentericci (INAF Osservatorio Astronomico di Roma, Rome, Italie [INAF-OAR]),  A. Fontana (INAF-OAR), E. Vanzella (INAF Osservatorio Astronomico di Trieste, Trieste, Italie [INAF-OAT]), M. Castellano (INAF-OAR), A. Grazian (INAF-OAR), M. Dijkstra (Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching, Allemagne), K. Boutsia (INAF-OAR), S. Cristiani (INAF-OAT), M. Dickinson (National Optical Astronomy Observatory, Tucson, Etats-Unis), E. Giallongo (INAF-OAR), M. Giavalisco (University of Massachusetts, Amherst, Etats-Unis), R. Maiolino (INAF-OAR), A. Moorwood (ESO, Garching), P. Santini (INAF-OAR).

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 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui 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

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1138/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les images nouvellement publiées prises par Mars Express de l'ESA montrent une accumulation peu commune de jeunes cratères dans le grand canal d'écoulement appelé Ares Vallis. Des cratères plus anciens ont été réduits à des contours fantomatiques par les effets d'érosion de l'eau d'autrefois.

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

Dans un passé lointain, il y a probablement 3,8 milliards d'années, de grands volumes d'eau se sont précipités à travers Ares Vallis avec une force considérable. Mars Express a imagé les conséquences préservées de cette scène le 11 mai 2011.

Le cratère principal Oraibi se situe dans le canal et est d'environ 32 kilomètres de large. Il est rempli de sédiments et son bord sud a été érodé par l'eau. La mission Pathfinder de la NASA a débarqué dans cette région en 1997, à 100 kilomètres au nord du cratère et en dehors du côté droit de cette image.

Le grand écoulement qui a partiellement érodé Oraibi coupe également les berges et a excavé les canaux parallèles dans le lit de la rivière qui indiquent le chemin d'écoulement. Des îles profilées ont été laissées se tenant au-dessus du plancher de la vallée, indiquant encore la direction prise par l'écoulement.

Sur le plancher et sur le plateau à la gauche de l'image il y a un certain nombre de 'cratères fantômes'. C'étaient autrefois des cratères entièrement formés, mais l'eau ou le vent a érodé leurs bords et les a rempli en déposant des sédiments. Leur présence sur le plateau suggère cela même que les terres les plus hautes peuvent au moins avoir été partiellement envahies par l'inondation. Les monticules solitaires qui peuvent être vus représentent probablement les sections restantes de la surface originale du plateau.

En plus de ces dispositifs anciens fortement érodés, toutefois, il y a des preuves dans l'image pour un impact sur la surface martienne dans un passé beaucoup plus récent.

Sur le côté à l'extrême gauche de l'image, des parties d'une couverture d'éjecta peuvent être vues, faite du matériel excavé du sol pendant la formation d'un cratère d'impact. Dans le coin supérieur gauche de l'image, il y a un éboulement d'approximativement 4 kilomètres de large, causé probablement par le même impact, et entourant l'éboulement, des stries simples d'éjecta peuvent être suivies.

En plus, il y a de nombreux petits cratères dans l'image, apparaissant dans les ensembles et dans les groupes alignés. Une abondance de tels cratères peut résulter quand un astéroïde ou tout autre projectile se casse en de nombreux morceaux dans l'atmosphère avant de se briser sur le sol.

Des ensembles de cratères peuvent également être créés quand un grand impact éjecte des fragments de roche avec une telle force qu'ils voyagent de quelques kilomètres à des centaines de kilomètres avant de retourner à la surface, créant de nouveaux impacts appelés des cratères secondaires.

Les ensembles de cratères dans cette image sont relativement jeunes et se sont probablement formés dans les dernières 20 millions d'années : l'érosion les aurait effacés s'ils s'étaient produits il y a longtemps.

http://www.esa.int/esaSC/SEMGJB9U7TG_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Comme chaque année à pareille époque, la Terre croise sur sa trajectoire entre le 06 et le 10 Octobre les nuages plus ou moins importants de particules de poussières laissées par la comète 21P/Giacobini-Zinner lors de ses approches au Soleil. Le maximum de l'essaim des Draconides, qui sont souvent appellées Giacobinides d'après le nom de la comète d'origine, survient actuellement vers le 09 Octobre. Le taux maximum atteint habituellement 1-2 par heure, mais des sursauts de centaines ou de milliers de météores par heure se sont produits à plusieurs reprises au cours du 20e siècle. En effet, de spectaculaires et brèves tempêtes météoritiques ont eu lieu à deux reprises au siècle dernier, en 1933 et 1946, lors de la rencontre avec la traînée de poussières éjectée en 1900, et des taux plus faibles ont été enregistrés en d'autres occasions (ZHRs ~ 20-500+).

En 2011, la Terre rencontrera une nouvelle fois la traînée de 1900, par conséquent, les prévisionnistes s'attendent à une nouvelle pluie importante de météores.

D'après les calculs et simulations, malgré quelques petites divergences sur les heures annoncées pour les pics d'activité, il semble évident pour les spécialistes mondiaux en la matière que les Draconides devraient nous gratifier en cette année 2011 d'un magnifique spectacle entre 17h00 et 21h00 UTC le 08 Octobre.

Le radiant de l'essaim des Draconides (GIA) est situé au nord de l'étoile beta Draconis, connue sous le nom de Rastaban, dans la tête du Dragon (Draco). Les météores des Draconides sont exceptionnellement lents (V=20 km/s), une caractéristique qui permet de séparer les membres véritables des météores sporadiques s'alignant accidentellement avec le radiant, et lumineux (r=2.6), ce qui les rend particulièrement reconnaissables.

Le radiant des Draconides est circumpolaire depuis de nombreux endroits de l'hémisphère nord, ce qui signifie en théorie que l'on peut observer des Draconides tout au long de la nuit. Cependant, il est préférable d'observer les membres de cet essaim au cours de la première moitié de la nuit, car le radiant est alors situé plus haut dans le ciel.

L'IMCCE, en collaboration avec des chercheurs du monde entier, organisera en l'occasion une campagne d'observation aéroportée. Deux avions, l'avion français SAFIRE (CNRS) et son équivalent allemand Falcon 20 (DLR), survoleront ensemble de la Scandinavie (essentiellement la Finlande) séparés d'une distance de 100 km. Chaque avion sera équipé d'un maximum de caméras afin de mesurer le flux de particules, l'orbite des météoroïdes en vue d'en déduire leurs origines spécifiques, et le spectre émis par les météores afin d'en connaître la composition chimique.

Page Spéciale : Les Draconides en 2011

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale, incluant quatre chercheurs de l'Observatoire de Paris et du CNRS, annonce avoir découvert la première comète - 103P/Hartley 2 - qui renferme une eau similaire à celle des océans terrestres. Ce résultat, obtenu avec le télescope infrarouge Herschel de l'ESA, relance le débat à propos de l'origine de l'eau sur la planète bleue. Certains petits corps glacés du Système solaire pourraient bien avoir joué un rôle d'apport céleste. L'information paraît en ligne le 5 octobre 2011 sur www.nature.com et le 13 octobre dans la revue Nature.

D'où vient l'eau des océans ? La question taraude les scientifiques depuis des décennies. Ils penchent aujourd'hui unanimement en faveur d'une origine extraterrestre de l'eau qui couvre les deux tiers du globe. La Terre était sèche et chaude à l'origine. La molécule d'eau y aurait, ensuite, été apportée par le bombardement de corps célestes. Comment ? Et par quel type d'objets : météorites, astéroïdes, comètes ? C'est tout l'enjeu du débat que viennent enrichir les dernières données d'observation de la comète Hartley 2, obtenues par le télescope spatial infrarouge européen Herschel. Ce résultat provient d'une étude menée en ondes submillimétriques, inobservables depuis le sol. L'équipe internationale, qui inclut des chercheurs du Laboratoire d'Études Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique LESIA (Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris Diderot), a détecté pour la première fois l'eau mi-lourde HDO, forme particulière de l'eau H2O, au sein d'une comète issue de la ceinture de Kuiper, vaste réservoir d'objets glacés qui s'étend à grande distance du Soleil, au-delà de Neptune.

Un bon outil de diagnostic physico-chimique ici est le rapport relatif entre les abondances de deux molécules : l'eau ordinaire H2O (deux atomes d'hydrogène et un atome d'oxygène) et l'eau mi-lourde HDO où un atome de deutérium (deux fois plus lourd) remplace un hydrogène. Dans les océans, le rapport deutérium à hydrogène D/H vaut environ 0,0156 % : un chiffre similaire à celui trouvé dans les météorites issues de la ceinture des astéroïdes entre Mars et Jupiter. Dans les six comètes étudiées jusquelà, dont les célèbres Halley et Hale-Bopp, le rapport apparaît deux fois supérieur à celui trouvé sur Terre. Ceci semblait identifier les astéroïdes comme la principale source de l'eau terrestre. Les comètes n'auraient pas contribué pour plus de 10 %.

La nouvelle étude ramène pourtant ces dernières sur le devant de la scène : les comètes auraient bel et bien pu contribuer à l'eau terrestre. Hartley 2 découverte en 1986 est réapparue dans le ciel à quatre reprises depuis. Sa dernière incursion est intervenue en 2010. Le 20 octobre, elle est passée au plus près de la Terre, à 16 millions de kilomètres. Le télescope Herschel a ainsi pu la scruter le 17 novembre à l'aide du spectromètre Heterodyne Instrument for Far Infrared HIFI, meilleur instrument actuellement disponible pour détecter l'eau dans l'espace. Le rapport deutérium/hydrogène relevé est de 0,016 %. Une valeur semblable à celle des océans.

Ce résultat inattendu reflète sans doute la provenance spécifique de la comète Hartley 2 qui revient aujourd'hui tous les six ans près du Soleil : très probablement née au sein de la ceinture de Kuiper, au-delà de Neptune, elle a pu en être éjectée il y a quelques dizaines à centaines de milliers d'années. D'où sa composition différente. De leur côté, les six comètes précédemment étudiées se seraient formées près des planètes géantes du Système solaire. Leurs orbites perturbées les ont, ensuite, conduites à rejoindre le nuage de Oort, à plusieurs dizaines de milliers de fois la distance Terre-Soleil, ou plusieurs centaines de milliards de kilomètres du Soleil.

Le réservoir de petits corps présentant une eau semblable à celle de la Terre s'avère, en définitive, plus grand que prévu : il s'étend bien au-delà de la ceinture des astéroïdes, entre Mars et Jupiter, et irait jusqu'à la ceinture cométaire de Kuiper, audelà de Neptune.

L'eau des océans pourrait avoir été apportée jadis par une pluie d'icebergs cosmiques.

Campagne internationale

Les observations du télescope Herschel, en octobre et novembre 2010, ont été conduites dans le cadre de la campagne internationale de suivi de la comète Hartley 2. Dans ce contexte, la sonde Deep Impact/EPOXI de la Nasa a aussi survolé l'astre le 4 novembre.

Référence

Les résultats sont publiés dans l'article "Ocean-like water in the Jupiter-family comet 103P/Hartley 2" qui paraît le 5 octobre 2011 sur www.nature.com et le 13 octobre dans Nature.

Collaboration

Les auteurs de ces travaux exercent au Max Planck Institut fu¨r Sonnensystemforschung, Lindau, Allemagne, au California Institute of Technology, Pasadena, Californie, au LESIA (Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris Diderot), Meudon, France, au European Space Astronomy Centre, Espagne, à l'Université du Michigan et à l'Académie des sciences de Pologne, à Varsovie.

L'observatoire spatial infrarouge Herschel est un satellite scientifique de l'Agence spatiale européenne ESA. Il embarque des instruments réalisés par des consortia sous responsabilité européenne avec une importante participation de la Nasa. Le CNES, l'agence spatiale française, contribue au financement, à la réalisation et à l'exploitation des instruments, en partenariat avec les laboratoires et organismes de recherche.

Le spectromètre Heterodyne Instrument for Far Infrared HIFI a été fourni par des instituts, universités et laboratoires basés en Europe, au Canada et aux Etats-Unis sous responsabilité de l'Institut de recherche spatiale de Groningen, Pays-Bas, avec des contributions majeures de l'Allemagne, la France, les Etats-Unis.

Les observations de la comète Hartley 2 font partie du programme clé de temps garanti sur Herschel « l'eau et la chimie associée dans le Système solaire ».

Pour en savoir plus

- Voir le communiqué de l'ESA (en anglais)
- L'actualité scientifique & technique de l'ESA (en anglais)

Source : Observatoire de Paris http://grandpublic.obspm.fr/Comete-Hartley-2-Herschel-nouveau

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le plus puissant télescope dans les domaines millimétrique et submillimétrique ouvre ses portes et dévoile sa première image.

L'observatoire astronomique au sol le plus complexe de l'humanité, le Grand Réseau d'antennes en Millimétrique et submillimétrique de l'Atacama (ALMA - Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), a officiellement ouvert ses portes aux astronomes. La première image publiée, obtenue avec un télescope encore en construction, dévoile une vision de l'Univers totalement invisible avec les télescopes en lumière visible et infrarouge. Des milliers de scientifiques du monde entier ont concouru pour être parmi les premiers chercheurs à explorer certains des secrets les plus sombres, les plus froids, les plus lointains, les plus cachés de l'Univers avec ce nouvel outil astronomique.

Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO). Visible light image: the NASA/ESA Hubble Space Telescope

Dans la configuration actuelle, environ un tiers des 66 antennes prévues pouvant être séparées de seulement 125 mètres, au lieu des 16 km maximum de la configuration finale, constitue ce réseau en plein développement sur le plateau de Chajnantor dans le nord du Chili, à une altitude de 5000 mètres. Et bien que toujours en construction, ALMA est déjà le meilleur télescope de ce type - comme en témoigne le nombre extraordinaire d'astronomes qui a demandé du temps d'observation avec ALMA.

« Même dans cette phase très précoce ALMA dépasse déjà tous les autres réseaux submillimétriques. En atteignant cette étape clef nous rendons hommage aux efforts impressionnants de nombreux scientifiques et ingénieurs des partenaires du monde entier d'ALMA, qui ont permis d'en arriver là », a déclaré Tim de Zeeuw, Directeur Général de l'ESO, le partenaire européen d'ALMA.

ALMA observe l'Univers dans les longueurs d'onde millimétrique et submillimétrique, soit des longueurs d'onde environ un millier de fois plus grandes que la lumière visible. L'observation à ces plus grandes longueurs d'onde permet aux astronomes d'étudier des objets extrêmement froids dans l'espace - comme les nuages denses de poussière cosmique et de gaz à partir desquels se forment les étoiles et les planètes - ainsi que des objets très éloignés de l'Univers primordial.

ALMA est radicalement différent des télescopes opérant en lumière visible et infrarouge. C'est un réseau d'antennes interconnectées agissant comme un télescope géant unique, et il détecte les longueurs d'onde beaucoup plus longues que celles de la lumière visible. Les images produites sont donc très différentes des images plus familières de l'Univers.

Ces derniers mois, l'équipe d'ALMA s'est concentrée sur les tests des systèmes de cet observatoire en prévision de la première série d'observations scientifiques que l'on appelle en anglais « Early Science ». Un des résultats de leurs tests est la première image d'ALMA publiée bien que ce télescope soit encore en plein développement. La plupart des observations utilisées pour réaliser cette image des galaxies des Antennes ont été réalisées en utilisant seulement douze antennes fonctionnant ensemble (bien moins que ce qui sera utilisé pour les premières observations scientifiques) qui étaient de plus bien plus proches les unes des autres qu'elles ne le seront par la suite.  En considérant ces deux données, cette nouvelle image n'est qu'un avant-goût de ce que permettra ce télescope.  Avec l'augmentation du nombre d'antennes et l'agrandissement de la taille du réseau, la netteté, l'efficacité et la qualité de ses observations augmenteront considérablement [1].

Les galaxies des Antennes sont en fait deux galaxies extrêmement déformées qui sont en collision. Alors que les observations en lumière visible nous révèlent les étoiles de ces galaxies, ALMA nous dévoile quelque chose qui ne peut être vu en lumière visible : les nuages de gaz froid très denses à partir desquels les nouvelles étoiles se forment [2]. Cette image des galaxies des Antennes est la meilleure jamais réalisée dans les longueurs d'ondes submillimétriques.

Des concentrations massives de gaz sont visibles non seulement au cœur des deux galaxies, mais également dans la région plus chaotique où elles sont en collision. Ici, la quantité totale de gaz correspond à des milliards de fois la masse de notre Soleil – un riche réservoir de matière pour les futures générations d'étoiles. De telles observations ouvrent une nouvelle fenêtre sur l'Univers dans le domaine submillimétrique et seront d'un apport considérable pour nous aider à comprendre comment les collisions de galaxies peuvent déclencher la naissance de nouvelles étoiles. Ce n'est toutefois qu'un exemple  de la manière dont ALMA dévoile des parties de l'Univers que l'on ne peut pas voir avec les télescopes observant dans la lumière visible et l'infrarouge.

Pour les neuf premiers mois de cette phase préliminaire d'observations scientifiques (la phase dite « Early science »), ALMA ne peut accepter qu'une centaine de projets environ. Néanmoins, au cours des derniers mois, les astronomes chevronnés du monde entier ont déposé plus de 900 projets d'observations. Ce niveau de demande, neuf fois supérieur aux possibilités, est un record pour un télescope. Les projets retenus ont été choisis sur la base de leur qualité scientifique, de leur pays d'origine et également en fonction de leur pertinence par rapport aux objectifs scientifiques majeurs d'ALMA.

 « Nous sommes en train de vivre un moment historique pour la science et plus particulièrement pour l'astronomie, et peut être aussi pour l'évolution de l'humanité, car nous commençons à utiliser le plus grand observatoire en construction actuellement » a déclaré Thijs de Graauw, directeur d'ALMA.

Un des projets retenus pour les Observations « préliminaires » d'ALMA a  été proposé par David Wilner du Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, Massachusetts, USA. David Wilner déclarait : « Mon équipe recherche les briques élémentaires des systèmes solaires et ALMA est exceptionnellement équipé pour les détecter. »

La cible de son équipe est AU Microscopii, une étoile située à 33 années-lumière de la Terre ayant  seulement 1% de l'âge de notre Soleil. « Nous allons utiliser ALMA pour faire des images de « l'anneau de naissance » des planétésimaux que nous croyons en orbite autour de cette jeune étoile. Il n'y a cependant qu'avec ALMA que nous pouvons espérer découvrir des grumeaux dans ces ceintures d'astéroïdes riches en poussières qui pourraient être  les indicateurs de planètes invisibles. » David Wilner et son équipe partagent leurs données avec une équipe Européenne qui a également proposé des observations avec ALMA de cette étoile proche entourée de ses anneaux de poussière.

La plupart des recherches de planètes habitables autour d'autres étoiles commencent par la recherche d'eau dans ces lointains systèmes solaires. Les disques de débris, les « essaims » de poussière, de gaz et de roches autour de certaines étoiles sont aussi suspectés de contenir de gros morceaux rocailleux de glace remplis d'eau gelée, de gaz et même peut-être de molécules organiques – l'astrochimie de la vie.

Simon Casassus, de l'Université du Chili, et son équipe vont utiliser ALMA pour observer le disque de gaz et de poussière autour de HD142527, une jeune étoile située à 400 années-lumière de la Terre. « Dans le disque de poussière autour de cette étoile il y a un très grand sillon qui a pu être creusé par la formation de planètes géantes, » précise Simon Casassus. « A l'extérieur du sillon, ce disque contient suffisamment de gaz pour permettre la formation d'environ une douzaine de planètes de la taille de Jupiter. Dans le sillon, une jeune planète géante pourrait toujours être en train de se former, si de la matière gazeuse est disponible. » Les observations qu'ils feront avec ALMA vont mesurer la masse et l'état physique du gaz à l'intérieur du sillon. « Ainsi, ALMA nous donne une chance d'observer la formation d'une planète, ou son sillage le plus récent, »  ajoute Simon Casassus.

Bien plus loin, à 26 000 années-lumière de la Terre, dans le centre de notre galaxie, se trouve Sagittarius A*, un trou noir supermassif quatre millions de fois plus massif que notre Soleil. Le gaz et la poussière situés entre ce trou noir et nous le rendent invisible pour nos télescopes optiques. Toutefois, ALMA est conçu pour voir à travers cette obscurité galactique et nous offre une vue sensationnelle de Sagittarius A*.

Heino Falcke, un astronome de la Radboud University Nijmegen au Pays Bas, dit « ALMA nous permettra de regarder des éclats de lumière provenant des environs immédiats de ce trou noir supermassif et de faire des images des nuages de gaz attirés par sa très forte attraction. Ceci nous permettra d'étudier les habitudes alimentaires salissantes de ce monstre. Nous pensons qu'une partie du gaz pourrait s'échapper de son emprise, à une vitesse proche de celle de la lumière. »

Comme les contours noirs dans un livre de dessin d'enfant, la poussière cosmique et le gaz froid dessinent des structures à l'intérieur des galaxies, même si nous ne pouvons pas voir clairement ces galaxies. A la limite extérieure de notre Univers visible se trouvent les mystérieuses galaxies à sursaut de formation d'étoiles, des ilots lumineux dans un cosmos par ailleurs calme et obscur. ALMA recherchera les traceurs du gaz froid et de la poussière, aussi loin que quelques millions d'années après le Big Bang, à une époque appelée « aube cosmique » par les astronomes.

Masami Ouchi, de l'Université de Tokyo au Japon utilisera ALMA pour observer Himiko, une galaxie très lointaine produisant en série des étoiles dans des proportions correspondant au moins à cent Soleils par an et entourée d'une nébuleuse lumineuse géante. « Les autres télescopes ne peuvent pas nous montrer pourquoi Himiko est si brillante ni comment elle a développé une nébuleuse chaude si énorme alors que l'ancien Univers tout autour est si calme et si sombre, » déclare Masami Ouchi. « ALMA peut nous permettre de voir le gaz froid profondément au cœur de la nébuleuse de formation stellaire d'Himiko, traçant les mouvements et l'activité à l'intérieur, et nous verrons finalement comment les galaxies ont commencé à se former à l'aube cosmique. »

Au cours des observations scientifiques préliminaires, ALMA continuera sa phase de construction dans les Andes Chiliennes, haut sur la lointaine plaine de Chajnantor dans le rude désert d'Atacama. Chaque nouvelle antenne, conditionnée pour résister au climat, rejoindra le réseau et y sera connectée par un câblage en fibre optique. Les signaux provenant de chacune des antennes éloignées sont rassemblées en une seule grande image par l'un des super ordinateurs les plus rapides au monde spécialement conçu, le corrélateur d'ALMA qui peut effectuer 17 quadrillions [3] d'opérations par secondes.

D'ici 2013, ALMA sera un réseau de 66 antennes radio millimétriques et submillimétriques ultraprécises fonctionnant ensemble comme un seul télescope pouvant s'étendre jusqu'à 16 Km. Il est construit par les partenaires internationaux d'ALMA en Europe, en Amérique du Nord et dans l'Asie de l'Est.

ALMA (The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), un équipement international pour l'astronomie est le fruit d'un partenariat entre l'Europe, l'Amérique du Nord et l'Asie de l'Est en coopération avec la République du Chili. ALMA est financé en Europe par l'Observatoire Européen Austral (ESO), en Amérique du Nord par l'U.S. National Science Foundation (NSF) en coopération avec le National Research Council du Canada (NRC) et le National Science Council de Taiwan (NSC) et en Asie de l'Est par le National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec l'Academia Sinica (AS) de Taiwan. La construction et la gestion d'ALMA sont dirigées par l'ESO pour l'Europe, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dirigé par Associated Universities, Inc (AUI) pour l'Amérique du Nord et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA.

Notes

[1] La qualité des images provenant d'un télescope interférométrique comme ALMA dépend à la fois de l'éloignement des antennes et de leur nombre. Une plus grande séparation signifie que des images plus nettes peuvent être réalisées et si plus d'antennes fonctionnent ensemble, plus de détails peuvent être obtenus. Plus d'informations sur ALMA et sur l'interférométrie sont disponibles sur cette page : http://www.eso.org/public/teles-instr/alma/interferometry.html

[2] Les observations ont été effectuées à des longueurs d'onde spécifiques de la lumière millimétrique et submillimétrique, adaptées pour la détection des molécules de monoxyde de carbone dans les nuages d'hydrogène invisibles autrement, là où les nouvelles étoiles se forment.

[3] 1.7x10¹⁶ opérations par seconde

Plus d'informations

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 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

Liens

- Les pages d'ALMA de l'ESO

- Photos d'ALMA

- Les pages web d'ALMA du JAO

- Les pages web d'ALMA du NRAO

- Les pages web d'ALMA du NAOJ

- Listes des 112 projets prioritaires sélectionnés pour les observations préliminaires d'ALMA, comprenant les titres, les chercheurs et une courte description (PDF)

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1137/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2011 S1 (Gibbs)

Une nouvelle comète a été découverte par Alex R. Gibbs sur les images CCD prises par lui-même et S. F. Tornero le 18 et 19 Septembre 2011 avec le télescope de 1.5-m dans le cadre du Mt. Lemmon Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de R. Holmes, T. Linder, et V. Hoette (via Cerro Tololo), J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II), P. Miller, P. Roche, A. Tripp, R. Miles, R. Holmes, L. Buzzi et S. Foglia (via Haleakala-Faulkes Telescope North), et G. Sostero, N. Howes et E. Guido (via Siding Spring-Faulkes Telescope South).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 S1 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 16 Janvier 2013 à une distance d'environ 4,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11S28.html (MPEC 2011-S28)

Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie le 27 Août 2014 à une distance d'environ 6,8 UA du Soleil. La période de P/2011 S1 (Gibbs) est d'environ 25,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13X10.html (MPEC 2013-X10)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11S010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20S1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2011 S2

Une nouvelle comète a été découverte le 30 Septembre 2011 par Richard A. Kowalski dans le cadre du Catalina Sky Survey. Après publication sur la page NEOCP du MInor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de M. Emmerich, S. Melchert (Guidestar Observatory, Weinheim), E. Pettarin (Farra d'Isonzo), A. Knoefel (Volkssternwarte Drebach, Schoenbrunn), M. Jung, H. Bill (Siegen), M. Jaeger, E. Prosperi, S. Prosperi, W. Vollmann (Stixendorf), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), M. Klein (Sternwarte Hagen), R. Haver, R. Gorelli (Frasso Sabino), P. Birtwhistle (Great Shefford), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), J. Hall (Angel Peaks Observatory), E. Guido, G. Sostero, N. Howes (via RAS Observatory, Mayhill), H. Sato (via RAS Observatory, Mayhill), S. Baroni, L. Buzzi, P. Concari, S. Foglia, G. Galli, M. Tombelli (Tzec Maun Observatory, Mayhill), W. H. Ryan, E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), A. R. Gibbs (Mt. Lemmon Survey), J. Skvarc (Crni Vrh), K. Sarneczky (University of Szeged, Piszkesteto Stn., Konkoly), M. Blythe, G. Spitz, R. Brungard, J. Paige, P. Festler, T. McVey, A. Valdivia, C. Gall (Lincoln Laboratory ETS, New Mexico), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton).

Les éléments orbitaux de la comète C/2011 S2 indiquent un passage au périhélie le 23 Octobre 2011 à une distance d'environ 1,1 UA du Soleil. La comète n'a, pour l'instant, pas reçu de nom. Comme précisé sur la MPEC 2011-T12 : "L'orbite de cet objet est avant tout indéterminée à l'heure actuelle. Il est possible qu'il s'agisse d'une comète à courte période. Parmi le large éventail de possibles orbites à courte période se trouvent des orbites qui semblent similaires à P/2006 T1 (Levy). Les premières tentatives pour relier les deux appartitions n'ont pas réussi. Des observations supplémentaires sont encouragées."

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11T12.html (MPEC 2011-T12)

Les observations supplémentaires de la comète C/2011 S2 (Kowalski) indiquent un passage au périhélie le 26 Octobre 2011 à une distance d'environ 1,1 UA du Soleil, et une période d'environ 66,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11W48.html (MPEC 2011-W48)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11S020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20S2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://remanzacco.blogspot.com/2011/10/new-comet-c2011-s2-kowalski.html

Les Grands Chasseurs de Comètes

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